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UNIVERSITAT POLITÈCNICA DE VALÈNCIA
Departament de Física Aplicada
TESIS DOCTORAL:
ESTUDIO EXPERIMENTAL DE LA
RETENCIÓN DE VOLÁTILES POR HIELO
DE CO2: RELEVANCIA ASTROFÍSICA
Doctorando:
José Cantó Doménech
Director:
Carlos Millán Verdú
Alcoi, 2009
Índice general
UNIVERSITAT POLITÈCNICA DE VALÈNCIA
Departament de Física Aplicada
TESIS DOCTORAL:
ESTUDIO EXPERIMENTAL DE LA
RETENCIÓN DE VOLÁTILES POR HIELO
DE CO2: RELEVANCIA ASTROFÍSICA
Doctorando:
José Cantó Doménech
Director:
Carlos Millán Verdú
Alcoi, 2009
A Patri i a Laura, que han patit les meues
absències.
Mátate estudiando y serás un cadáver culto.
(Les Luthiers)
Índice general
Agradecimientos
7
Resumen
Castellano
Valencià
English
9
9
13
17
Prólogo
21
Capítulo 1: Introducción astrofísica
1.1 El medio interestelar
1.1.1 Introducción histórica
1.1.2 El medio interestelar: parametrización
1.1.3 El gas
1.1.4 Granos de polvo interestelar: composición, tamaño y ciclo de vida
1.2 Los mantos de hielo
1.3 Hielos en el Sistema Solar
1.3.1 Hielos permanentes en el Sistema Solar interno
1.3.2 Hielos en el Sistema Solar externo
1.4 Astroquímica
1.5 Importancia astrofísica del hielo de CO2
1.6 Referencias
23
24
24
25
26
28
30
33
34
36
42
44
45
Capítulo 2: Configuración y procedimiento experimental
2.1 Introducción
2.2 Introducción a las técnicas de vacío
2.2.1 Conceptos generales
2.2.2 Bombas de vacío
2.2.3 Sensores de presión
2.3 Introducción a las técnicas criogénicas
2.4 Descripción del aparato experimental
2.4.1 Cámara de alto vacío
2.4.2 Precámara
2.4.3 Controlador de temperatura
2.4.4 Microbalanza de cristal de cuarzo
2.4.5 Sistema de interferometría láser de doble ángulo
2.4.6 Espectroscopio de masas
2.5 Descripción de la configuración y del procedimiento experimental empleados
2.5.1 Configuración experimental
2.5.2 Procedimiento experimental
2.6 Técnicas experimentales empleadas
2.6.1 Obtención del índice de refracción y del espesor del depósito
2.6.2 Obtención de la variación de la masa por unidad de área
2.6.3 Obtención de la densidad del depósito
2.6.4 Obtención de la composición de los gases de la cámara
2.7 Referencias
51
52
53
54
55
58
60
63
63
65
67
68
68
69
71
71
72
74
74
79
83
83
84
Capítulo 3: Resultados experimentales
3.1 Introducción
3.2 Resultados
3.2.1 Hielos puros
3.2.2 Mezclas
3.3 Referencias
85
86
87
87
89
92
Capítulo 4: Discusión y aplicación astrofísica
4.1 Introducción
4.2 Discusión de los resultados
4.2.1 Temperatura 1
4.2.2 Temperatura 2
4.2.3 Temperatura 3
4.2.4 Conclusiones
4.3 Relevancia astrofísica
4.4 Referencias
93
94
96
97
97
99
99
100
110
Capítulo 5: Conclusiones y perspectivas de futuro
5.1 Conclusiones
5.2 Perspectivas de futuro
5.3 Referencias
113
114
114
116
Listado de figuras
117
Listado de tablas
119
7
Agradecimientos
Si en esta época que nos ha tocado vivir, tan globalizada e interconectada, resulta
imposible encontrar un trabajo cuyo desarrollo pueda ser atribuido a una única
persona, menos aún cuando se trata de realizar una tesis doctoral. Por ello, a pesar de
que el listado de personas a las que debo agradecer su colaboración es inmenso, voy a
arriesgarme a poner algunos nombres aún a pesar de ser consciente de que quedará
en el tintero alguien. Pido disculpas por adelantado.
Algunos de estos “complices” lo han sido de manera directa (éste es el caso de todos y
cada uno de mis compañeros y compañeras del grupo de investigación); otros, en
cambio, han actuado de manera más sutil pero no por ello menos importante.
En cuanto a los primeros es fácil enumerarlos. En primer lugar (a pesar de que cometo
un error según Umberto Eco) estaría mi director de tesis, Carles; pero junto a él
encontraríamos al resto del equipo: Miguel Á., Manolo, Ramón, Carmina, Sari y
Georgina. Sin ellos hubiera sido imposible realizar esta tesis. Gracias por las charlas,
las revisiones, las críticas, los cafés, los comentarios, los ánimos…
En cuanto a los segundos la cosa se complica. En primer lugar está Patri ya que, por
mucho que el primer grupo me hubiera apoyado, nada hubiera sido posible sin su
ayuda y su complicidad. Ella me ha permitido, no sólo las innumerables ausencias de
casa, sino que me ha allanado el camino (aún en mis complicadas circunstancias) para
que finalmente este trabajo viera la luz. ¡Gracias!
Detrás de ella está Laura, la mejor de las maneras de desconectar del trabajo (no
existen ni argumentos ni tesis que persuadan a una niña de dos años). Ella me ha
ayudado a seguir participando de lo que realmente importa en la vida. Me quedará
siempre la “espinita” de haberme perdido parte de esos maravillosos primeros años.
Espero que el esfuerzo haya valido la pena.
A continuación está mi familia: mi madre, Xelo, mis hermanas, Vero y Stella, y junto a
ellas, el resto: Juano, Pòlit, Hipòlit, Marina, Raquel, Ana y Vicent. Sin ellos, todo hubiera
sido muchísimo más complicado. Dentro del grupo familiar, no quiero olvidarme de
dos personas que sin estar presentes físicamente en el momento de escribir estas
líneas, han estado en mi pensamiento: en primer lugar mi padre, que espero esté
orgulloso de dónde he llegado con algo tan raro como la astrofísica; y, en segundo
lugar, Mateo, a quién he visto crecer junto a la tesis (ecografía tras ecografía) y que,
seguramente, es el responsable de la existencia de una fecha límite para finalizar la
tesis: ¡Gracias! Te esperamos no sin cierto temor a un aumento exponencial de la
entropía familiar.
8
Por último debo agradecer a mis amigos por sus preguntas, sus bromas con respecto
al tema de la tesis (algunos incluso se han convencido de que esto sirve para algo).
Gracias por vuestro interés en este trabajo y por vuestra preocupación según veíais
que iban viendo la luz las distintas versiones de la tesis.
En fin, a todos y todas: gracias.
Seguramente gran parte de este trabajo es vuestro.
9
Resumen
“Estudio experimental de la retención de volátiles
por hielo de CO2: relevancia astrofísica”
En esta tesis se estudia el hielo de CO2, a fin de evaluar su capacidad para retener
sustancias volátiles por encima de la temperatura efectiva de sublimación de éstas.
Para ello se han realizado distintos experimentos en el Laboratorio de Astrofísica
Experimental (LAE), en el que el grupo de investigación “Caracterizaciones de Interés
Astrofísico” (CIA) trabaja en el campus de Alcoi de la Universitat Politècnica de
València.
Los componentes básicos de la configuración experimental empleada (Figura 1) son:
un sistema de alto vacío y de baja temperatura, una microbalanza de cuarzo (QCMB),
dos láseres y un espectrómetro de masas tipo cuadrupolo (QMS). El elemento
principal es una cámara de alto vacío (P ≤ 10-7 mbar), cuyas condiciones de presión
se obtienen mediante una bomba turbomolecular ayudada por una bomba rotativa
(∼10-3 mbar).
Fig. 1. Esquema del montaje experimental utilizado
10
La primera fase de un criostato de ciclo cerrado de He (40 K) conectado térmicamente
a un escudo protector actúa como una criobomba consiguiendo una presión en la
cámara por debajo de los 10-7 mbar medida con un sensor ITR IoniVac Transmitter
(con el 5% de precisión).
La segunda etapa del criostato es el llamado dedo frío y es capaz de alcanzar una
temperatura de 10 K. Por debajo de éste, se encuentra el portamuestras sobre el que
se situa la QCMB (formada por una superficie plana y ópticamente gruesa de oro),
puesta en contacto térmico con el dedo frío. Para garantizar un buen contacto térmico
se utiliza indio. La temperatura en la muestra (QCMB) se controla mediante el
Intelligent Temperature Controller ITC 503S (Oxford Instruments), utilizando un diodo
de SiO2 (Scientific Instruments) ubicado justo detrás de la muestra para la medida de la
temperatura, que nos permite variarla entre 10 y 300 K con una precisión del 1 %. Otro
sensor similar se encuentra en la parte final de la segunda etapa del criostato con el fin
de comprobar el comportamiento del sistema.
Los gases puros o las mezclas a estudio se preparan en una precámara en una
proporción estimada por sus presiones parciales medidas mediante un sensor
cerámico Ceravac CTR 90 (Leybold Vacuum) cuya precisión es de 0,2 %, y que no está
influenciado por el tipo de gas. Los gases entran a la cámara a través de una válvula de
aguja (Leybold D50968), que regula el flujo de gas mientras que el QMS (AccuQuad
RGA 100, con una resolución ∼0,5 uma) nos permite verificar la proporción de gases
dentro de la cámara de vacío.
Los experimentos realizados han consistido, fundamentalmente, en depósitos de
distintas
moléculas
en
condiciones
de
alto
vacío
(≤10-7
mbar)
para
evitar
contaminación y de baja temperatura (T ≥ 10 K) para simular condiciones astrofísicas.
Así, para estudiar la capacidad del CO2 para retener volátiles en su estructura, hemos
realizado una serie de experimentos de desorción térmica para el CO2, CH4 y N2 puros
y para mezclas binarias CO2:N2 y CO2:CH4, depositadas en una proporción de 95:5.
Después del depósito la muestra se calentó controladamente (1 K min-1), registrándose
la presión parcial de cada gas con el QMS y la variación de frecuencia con la QCMB.
En cuanto a la importancia astrofísica del hielo de CO2, éste ha sido detectado en
distintos ambientes astrofísicos, tanto en el medio interestelar (ISM) como en el
Sistema Solar (SS):
• En el ISM: La existencia de CO2 en el hielo interestelar fue confirmada por los datos
obtenidos con el satélite ISO (Infrared Space Observatory) que corroboró que, por
una parte, el hielo de CO2 está presente en la línea de observación de distintas
estrellas y por otra, que su abundancia es alta en comparación con otras moléculas
(CO, CH4, N2…), sólo siendo superada por el hielo de H2O que es la molécula
dominante.
11
• En el SS: Los espectros de reflexión IR de los objetos del SS exterior muestran que el
hielo de CO2 existe sobre las superficies sólidas de varios cuerpos en el SS como,
por ejemplo, en los núcleos cometarios y en planetas y satélites tales como: Tritón;
en los satélites de Urano: Ariel, Umbriel y Titania; en las superficies heladas de los
satélites de Júpiter: Europa, Calisto y Ganímedes; y, sobre todo, en la superficie de
Marte donde es el hielo más abundante y, por tanto, es posible que esta molécula
sea la que marque las temperaturas de desorción de volátiles en lugar del agua.
Por ello, está justificada la elección de esta molécula en esta tesis para un estudio
experimental cuyas conclusiones puedan aportar una contribución a la comprensión de
los mecanismos físicoquímicos que tienen lugar en ambientes astrofísicos donde esta
molécula tenga especial relevancia.
Los estudios realizados por el CIA han puesto en evidencia que el CO2 es capaz de
adsorber y retener otras moléculas en su estructura, inyectándolas en el ambiente a
ciertas temperaturas características. En esta tesis queremos mostrar que este
comportamiento, lógicamente, debe ser tenido en cuenta de la misma manera que en
el caso del agua, a la hora de elaborar los modelos de evolución química de distintos
ambientes astrofísicos donde el hielo de CO2 puede jugar un rol importante.
En esta tesis se presentan los resultados relativos al N2 y al CH4 en una matriz de hielo
de CO2 y se expondrán dos mecanismos que explican la presencia de moléculas
volátiles en superficies heladas, mediante procesos de retención. Dichos resultados
pueden ayudar a explicar la presencia de ciertas moléculas en algunos escenarios
astrofísicos helados mediante mecanismos de retención relacionados con la estructura
del hielo de CO2. Estos volátiles e hipervolátiles (la diferenciación depende del
conjunto de moléculas consideradas, en nuestro caso el N2 y CH4 serían hipervolátiles)
estarían presentes incluso después de producirse fenómenos como impactos, en los
que se alcanzan temperaturas más altas que su temperatura de sublimación
característica.
Cuando estos hipervolátiles quedan atrapados, subliman principalmente a tres
temperaturas distintas en torno a 50, 75 y 90 K (zonas 1, 2 y 3 marcadas en la Figura
2). Estas temperaturas corresponden al inicio de la cristalización, a la compactación
final y a la sublimación del hielo de CO2 respectivamente.
Además, en esta tesis, se apuntarán las posibles aplicaciones astrofísicas de los
resultados obtenidos, centrándose en los sucesos de tipo destructivo (catastrophic
disruptions) y particularizándolos para el caso del cometa 9P/Tempel 1 con los
resultados de la misión Deep Impact.
12
Fig. 2. Izquierda: Proceso de desorción de la mezcla CO2:N2. Derecha: Proceso de desorción de la
mezcla CO2:CH4. En ambas figuras el CO2 está representado en trazo discontinuo y la otra sustancia
(N2 y CH4) en trazo continuo. En el eje horizontal se representa la temperatura (K) y en el vertical la
presión (a.u.) medida con el QMS. Las temperaturas a las que se produce los distintos episodios de
liberación de gases están indicadas por números.
A la luz de los resultados obtenidos, se propone dos distribuciones distintas para el
hielo existente en las capas externas del cometa 9P/Tempel 1 (Figura 3). En la primera
(Figura 3-izquierda), no aparece ninguna sustancia hipervolátil justo debajo de la
superficie.
Mientras
que
en
la
segunda
(Figura
3-derecha),
se
tendría
un
enriquecimiento progresivo de volátiles según nos adentramos en el cometa, aunque la
parte externa podría contener una pequeña fracción de hipervolátiles.
El hecho de que el hielo de CO2 conserve moléculas volátiles atrapadas en la
estructura, puede ser importante para los modelos de evolución química si éstas
desempeñaran un papel importante en el mismo.
Fig. 3. Izquierda: Modelo para superficies que no retienen sustancias hipervolátiles. Derecha: Modelo para
superficies que retienen sustancias hipervolátiles.T1, T2 y T3 se refieren a las temperaturas a las que se
produce los distintos episodios de liberación de gases mostrados en la Figura 2.
13
Resum
“Estudi experimental de la retenció de volàtils
per gel de CO2: rellevància astrofísica”
En aquesta tesi s'estudia el gel de CO2, per tal de conèixer la seua capacitat per retenir
substàncies volàtils fins i tot, per sobre de la temperatura de sublimació d'aquestes.
Per
això
s'han
realitzat
diferents
experiments
en
el
Laboratori
d'Astrofísica
Experimental (LAE) en el qual, el grup d’investigació “Caracterizaciones de Interés
Astrofísico” (CIA) treballa al campus d’Alcoi de la Universitat Politècnica de València.
Els components bàsics de la configuració experimental (Figura 1) utilitzada són: un
sistema d'alt buit i baixa temperatura, una microbalança de quars (QCMB), dos làsers i
un espectròmetre de masses tipus quadrupol (QMS). L'element principal és una càmera
d'alt buit (P ≤ 10-7 mbar), les condicions de pressió de la qual s'obtenen mitjançant una
bomba turbomolecular recolzada per una bomba rotativa (∼10-3 mbar).
Fig. 1. Esquema del muntatge experimental utilitzat
14
La primera fase d'un criòstat de cicle tancat de Heli (40 K), connectat tèrmicament a un
escut protector, actua com una criobomba aconseguint una pressió en la càmera per
davall dels 10-7 mbar mesurats amb un sensor ITR IoniVac transmiter (amb el 5 % de
precisió).
La segona etapa del criòstat és l’anomenat dit fred i arriba a una temperatura de 10 K.
Per sota d'aquest, es troba el portamostres sobre el que se situa la QCMB (formada per
una superfície plana i òpticament gruixuda d'or), posada en contacte tèrmic amb el dit
fred. Per garantir un bon contacte tèrmic s’utilitza indi. La temperatura en la mostra
(QCMB) es controla per l'Intelligent Temperatura Controller ITC 503S (Oxford
Instruments), utilitzant un díode de SiO2 (Scientific Instruments) situat just darrere de
la mostra per a mesurar la temperatura i que ens permet variar-la entre 10 i 300 K
amb una precisió de l’1 %. Un altre sensor similar es troba en la part final de la segona
etapa del criòstat, amb la finalitat de comprovar el comportament del sistema.
Els gasos purs o les mescles a estudi es preparen en una precàmera en una proporció
estimada per les seues pressions parcials mesurades mitjançant un sensor ceràmic
Ceravac CTR 90 (Leybold Vacuum) la precisió del qual és de 0,2 %, i, a més, no està
influenciat pel tipus de gas. Els gasos entren en la càmera a través d'una vàlvula
d'agulla (Leybold D50968), que regula el flux de gas mentre que el QMS (AccuQuad
RGA 100 amb una resolució de ∼0,5 uma) ens permet verificar la proporció de gasos
dins la càmera de buit
Els experiments realitzats han consistit fonamentalment en dipòsits de distintes
molècules en condicions d'alt buit (≤ 10-7 mbar) per a evitar contaminació, i de baixa
temperatura (T ≥ 10 K) per a simular condicions astrofísiques. Així, per a estudiar la
capacitat del CO2 per a retenir volàtils en la seua estructura, hem realitzat una sèrie
d'experiments de desorció tèrmica per al CO2, CH4 i N2 purs i per a mescles binàries
CO2:N2 i CO2:CH4, dipositades en una proporció de 95:5. Després del dipòsit la mostra
es va escalfar controladament (1 K min-1), registrant la pressió parcial de cada gas amb
el QMS i la variació de freqüència amb la QCMB.
Quant a la importància astrofísica del gel de CO2, aquest ha estat detectat en diferents
ambients astrofísics tant en el medi interestel—lar (ISM) com en el Sistema Solar (SS):
•
ISM: L'existència de CO2 en el gel interestel—lar fou confirmada per les dades
obtingudes amb el satèl—lit ISO (Infrared Space Observatory) que va confirmar que,
d’una banda, el gel de CO2 està present en la línia d'observació de diferents
estrelles, i de l'altra, que la seua abundància és alta en comparació amb altres
molècules (CO, CH4, N2... ) sent solament superada pel gel d’aigua que és la
dominant.
15
•
SS: Els espectres de reflexió IR dels objectes del SS exterior mostren que el gel de
CO2 existeix sobre les superfícies sòlides de diversos cossos com, per exemple, en
els nuclis cometaris i en planetes i satèl—lits com ara: Tritó; en els satèl—lits d'Urà:
Ariel, Umbriel i Titània; en les superfícies gelades dels satèl—lits de Júpiter: Europa,
Caliste i Ganímedes; i, sobretot, en la superfície de Mart on és el gel més abundant
i, per tant, és possible que aquesta molècula siga la que marque les temperatures
de desorció de volàtils en lloc de l'aigua.
Per aquests motius, està justificada l’elecció d'aquesta molècula per a un estudi
experimental les conclusions de la qual puguen aportar una contribució a la
comprensió dels mecanismes físicoquímics que tenen lloc en diferents ambients
astrofísics.
Els estudis realitzats per grup del CIA han posat en evidència que el CO2 és capaç de
retenir altres molècules en la seua estructura, que s’injectaran en l’ambient a certes
temperatures
característiques.
En
aquesta
tesi
volem
mostrar
que
aquest
comportament, lògicament, s’ha de tindre en compte de la mateixa manera que en el
cas de l'aigua, a l'hora d'elaborar els models d'evolució química de diferents ambients
astrofísics on el gel de CO2 pot jugar un paper important.
En aquesta tesi presentem els resultats relatius al N2 i al CH4 en una matriu de gel de
CO2 i s’exposaran diferents mecanismes que expliquen la presència de molècules
volàtils en superfícies gelades, mitjançant processos de retenció. Aquests resultats
poden ajudar a explicar la presència de certes molècules volàtils en alguns escenaris
astrofísics gelats mitjançant mecanismes de retenció relacionats amb l'estructura del
gel de CO2. Aquests volàtils i hipervolàtils (la diferenciació depén del conjunt de
molècules considerades, en nostre cas el N2 i CH4 serian hipervolàtils) estarien presents
fins i tot, després de produir-se fenòmens com impactes, en els que s'assoleixen
temperatures més altes que la temperatura de sublimació característica d'aquests
volàtils.
Quan aquests hipervolàtils estan atrapats, sublimen principalment a tres temperatures
diferents al voltant de 50, 75 i 90 K (zones 1, 2 i 3 marcades en la Figura 2). Aquestes
temperatures corresponen a l’inici de la cristal—lització, a la compactació final i a la
sublimació del gel de CO2 respectivament.
A més, en aquesta tesi, s’indiquen les possibles aplicacions astrofísiques dels resultats
obtinguts, parant atenció en els successos tipus destructiu (catastrophic disruptions) i
particularitzant-los per al cas del cometa 9P/Tempel 1 i la misió Deep Impact.
16
Fig. 2. Esquerra: Procés de desorció de la mescla CO2:N2. Dreta: Procés de desorció de la mescla
CO2:CH4. En ambdues figures el CO2 està representat amb una línia discontínua i l’altra substància
(N2 i CH4) amb una línia contínua. En l’eix horitzontal es representa la temperatura (K) i en el vertical la
pressió (a.u.) mesurada amb el QMS. Les temperatures a les quals es produeixen els distints episodis
d’alliberament de gasos estan indicades amb nombres.
A la llum d’aquests resultats, es proposa dues distribucions diferents per al gel que
existeix en les capes externes del cometa 9P/Tempel 1 (Figura 3). En la primera,
(Figura 3-esquerra) no apareix cap substància hipervolàtil just baix de la superfície.
Mentre que en la segona (Figura 3-dreta) es tindria un enriquiment progressiu
d’hipervolàtils segons ens endinsem en el cometa, tot i que la part externa podria
contenir una petita fracció d’hipervolàtils.
El fet de què el gel de CO2 conserve molècules volàtils atrapades en la seua estructura,
pot ser important per als models d’evolució química si aquestes desenvolupen un
paper important en els mateixos.
Fig. 3. Esquerra: Model per a superfícies que no retenen substancies hipervolàtils. Dreta:. Model per a
superfícies que retenen substancies hipervolàtils.T1, T2 i T3 es refereixen a les temperatures a les quals es
produeixen els distints episodis d’alliberament de gasos mostrats en la Figura 2.
17
Summary
“Experimental study of the retention of volatiles
by CO2 ice: astrophysical relevance”
This thesis is a study of CO2 ice, particularly its ability to retain volatiles even above
their effective sublimation temperature. Various experiments were carried out in the
Experimental Astrophysics Laboratory (LAE) that the “Caracterizaciones de Interés
astrofísico” research group has in the Alcoy campus of the Polytechnic University of
Valencia.
The basic components of our experimental set-up (Figure 1) used to carry out these
experiments are high vacuum and low temperature equipment, a quartz microbalance
(QCMB), two lasers and a quadrupole mass spectrometer (QMS). The main element is a
high vacuum chamber (P ≤ 10-7 mbar), whose pressure conditions are obtained using a
a turbomolecular pump aided by rotary pump (∼10-3 mbar).
Fig. 1. Experimental set-up
18
The first phase of a closed-cycle cryostat of He (40 K) connected to a heat shield acts
as a cryopump, achieving a chamber pressure less than 10-7 mbar measured with a ITR
IoniVac transmitter sensor (accurate to within 5 %).
The cryostat second stage is called the cold finger and is able to reach a temperature
of 10 K. Below this is the substrate with a QCMB (formed by a flat gold surface), placed
in thermal contact with the cold finger. The temperature in the sample (QCMB) is
controlled by the Intelligent Temperature Controller ITC 503S (Oxford Instruments)
using a silicon diode sensor (Scientific Instruments), located just behind the sample to
measure the temperature, which allows to vary it between 10 and 300 K with 1 % of
accuracy. Another sensor is located at the end of the second stage of the cryostat in
order to check the behavior of the system.
Pure gases or mixtures are prepared in a pre-chamber by their partial pressures
measured by a ceramic Ceravac CTR 90 sensor (Leybold Vacuum), accurate to within
0,2 %, which is not influenced by gas type. Gases enter the chamber through a needle
valve (Leybold D50968), which regulates the flow of gas through the QMS (AccuQuad
RGA 100, with a resolution ∼0,5 uma) which allows us to verify the proportion of gases
inside the vacuum chamber.
Experiments consist mainly of deposits of different molecules under high vacuum
conditions (≤ 10-7 mbar) in order to prevent undesirable contamination, and low
temperatures (T ≥ 10 K) to simulate astrophysical conditions. Thus, to study the
capacity of CO2 ice to retain volatiles within their structure, we performed a series of
thermal desorption experiments for pure CO2, CH4 and N2 and for CO2:N2 and CO2:CH4
binary mixtures deposited at a proportion of 95:5. After deposition, the sample was
heated controlled (1 K min-1), monitoring the partial pressure of each gas with the QMS
and the frequency variation with QCMB.
The astrophysical importance of CO2 ice is evident because it has been detected in
many astrophysical environments both in the interstellar medium (ISM) and the Solar
System (SS):
•
ISM: The presence of CO2 in interstellar ice was by data obtained with the ISO
satellite (Infrared Space Observatory) which confirmed that: firstly, CO2 ice is in the
line of observation of various stars, and secondly, that it is their high abundance in
relation to other molecules (CO, CH4, N2…). Often it is the second most abundant
ice detected (H2O is usually the dominant molecule).
19
•
SS: IR reflection spectra of different objects in the outer SS show that there is CO2
ice on solid surfaces of various bodies in the SS, for example, in the cometary
nuclei and on planets and satellites such as Triton, the satellites of Uranus: Ariel,
Umbriel, and Titania, on the surfaces of the icy satellites of Jupiter: Europa,
Ganymede and Callisto, and, principally on the surface of Mars where ice is more
abundant and therefore it is possible that this is the molecule to mark the
temperatures of desorption of volatile compounds instead of water.
Therefore, the choice of this molecule for this thesis id justified for an experimental
study whose findings can contribute to the understanding of the physical/chemical
mechanisms that occur in different astrophysical environments.
Studies conducted by our group have revealed that CO2 ice is able to absorb and retain
other molecules in its structure, which will be injected into the ambient at certain
temperatures and conditions. In this thesis we show that this behavior should be taken
into account in the same manner as in the case of water, when developing models of
chemical evolution in different astrophysical environments where CO2 ice can play an
important role.
This thesis presents results for N2 and CH4 in a matrix of CO2 ice and shows different
mechanisms that explain the presence of volatile molecules on ice surfaces, through
retention processes. These results help explain the presence of certain volatile
compounds in some astrophysical scenarios through the ice retention structure of CO2
ice. Volatiles and hypervolatiles (differentiation depends on the group of molecules, in
our case, N2 and CH4 are hypervolatiles) even after the occurrence of phenomena such
as impacts, in which temperatures higher than the normal sublimation temperatures of
these compounds are reached.
In the laboratory it was found that CO2 ice efficiently retains CH4 and N2 at
temperatures higher than their characteristic sublimation temperature. When these
hypervolatiles are trapped, they mainly sublimate at three different temperatures
around 50, 75 and 90 K (Figure 2). These correspond to the crystallization, end
compression of the ice and the sublimation of CO2 respectively.
In addition, we show possible astrophysical applications of the results, focusing on the
kind of destructive events (known as catastrophic disruptions) paying particular
attention to the case of comet 9P/Tempel 1 in Deep Impact mission.
20
Fig 2. Left: Desorption of the CO2: N2 mixture. Right: Desorption of the CO2: CH4 mixture. In both
figures, CO2 is represented by a broken line and the other substance (N2 and CH4) by a continuous
line. The horizontal axis represents the temperature (K) and the vertical one the pressure (au)
measured with the QMS. The temperatures at which gases are being released are indicated by
numbers.
From our results, we propose two different distributions for the ice in the outer layers
of the comet 9P/Tempel 1 (Figure 3). In the first (Figure 3 left), no hypervolatiles exist
just below the surface. While in the second (Figure 3 right), we propose a progressive
enrichment of hypervolatiles as we move into the comet, although the outside may
contain a small fraction of hypervolatiles.
The fact that volatile molecules remain trapped in the structure of CO2 ice could be
important for chemical evolution models if they play an important role in these
processes.
Fig 3. Left: Model surfaces for substances that do not retain hypervolatiles. Right. Model surfaces for
retaining hypervolatiles.T1, T2 and T3 refer to the temperatures at which gases are being released shown in
Fig. 2.
21
Prólogo
En el Laboratorio de Astrofísica Experimental (LAE) de Alcoi, dependiente del
Departamento de Física Aplicada de la Universitat Politècnica de València (UPV) y
localizado en la Escola Politècnica Superior d’Alcoi (EPSA), el grupo “Caracterizaciones
de Interés Astrofísico” (CIA), integrado en el Centro de Tecnologías Físicas: Acústica,
Materiales y Astrofísica de la UPV, está llevando a cabo una serie de experimentos
sobre las propiedades físicas de hielos de interés astrofísico.
Por “hielo” entenderemos la fase sólida de moléculas que son gases o líquidos en
condiciones estándar. Por tanto, atendiendo a dicha definición, es posible producir
hielos de distintas sustancias: agua, metano, nitrógeno, dióxido de carbono, etc.
Cuando se prepara una muestra intentando simular un determinado escenario
astrofísico, ya sea del Sistema Solar (SS) o del medio interestelar (ISM), se habla de
“análogo” y éste está compuesto por moléculas relevantes en los objetos anteriormente
mencionados.
La presencia de diferentes sustancias en forma de hielos (H2O, CO2, CO, CH4, CH3OH,
C2H6, C2H4...) ha sido confirmada en distintos ambientes de interés astrofísico, como
en los granos de polvo en nubes densas del ISM o en distintos objetos del SS: cometas,
superficies de planetas, satélites, asteroides, objetos transneptunianos (TNO’s), etc.
Debido a esta ubicuidad, su estudio es de gran importancia e interés dado que
influenciarán tanto las propiedades físicas como químicas del escenario en el que se
encuentran.
En el laboratorio del CIA, se han llevado a cabo depósitos en alto vacío (≤10-7 mbar)
para evitar contaminación y de baja temperatura (T ≥ 10 K) para simular condiciones
astrofísicas, de hielos de H2O, CO2, CO, N2 y CH4 y sus mezclas.
En esta tesis, se presentan distintos experimentos que se han realizado en el LAE, así
como la discusión sobre sus posibles aplicaciones en astrofísica. El objetivo
fundamental de la presente tesis, es el estudio del hielo de dióxido de carbono a fin de
conocer su capacidad para retener sustancias volátiles incluso por encima de la
temperatura de sublimación de éstas.
Prólogo
22
Se ha estructurado esta tesis en los siguientes cinco capítulos:
•
En el Capítulo 1 se centrará el marco astrofísico general al que pertenece la
tesis.
•
En el Capítulo 2 se presentarán los componentes básicos del Laboratorio de
Astrofísica Experimental de Alcoi, con los que se ha realizado esta tesis, así
como las distintas técnicas experimentales usadas.
•
En el Capítulo 3 se mostrarán los resultados experimentales obtenidos.
•
En el Capítulo 4 se discutirán los resultados y su aplicación en astrofísica.
•
En el Capítulo 5 se analizarán las perspectivas inmediatas de futuro a realizar
en nuestro laboratorio.
La última parte de esta tesis está dedicada a listar las imágenes, figuras y tablas que
aparecen a lo largo de la misma.
Prólogo
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Capítulo 1
Introducción astrofísica
RESUMEN
Este capítulo introductorio pretende centrar la investigación que se desarrolla en esta
tesis en el marco teórico astrofísico al que pertenece. Para ello se repasarán los
conocimientos básicos sobre los componentes del medio interestelar, para centrarse
en los hielos y, sobre todo, en su presencia tanto en dicho ambiente, como en
distintos cuerpos pertenecientes al Sistema Solar. Posteriormente se introducirá la
importancia de este tipo de investigaciones en Astroquímica, así como la relevancia
del hielo de CO2, justificándose su elección para un estudio experimental.
ÍNDICE
1.1 El medio interestelar
24
1.1.1 Introducción histórica
24
1.1.2 El medio interestelar: parametrización
25
1.1.3 El gas
26
1.1.4 Granos de polvo interestelar: composición, tamaño y ciclo de vida
28
1.2 Los mantos de hielo
29
1.3 Hielos en el Sistema Solar
33
1.3.1 Hielos permanentes en el Sistema Solar interno
34
1.3.2 Hielos en el Sistema Solar externo
36
1.4 Astroquímica
42
1.5 Importancia astrofísica del hielo de CO2
44
1.6 Referencias
45
Capítulo 1
23
24
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
1.1 EL MEDIO INTERESTELAR
1.1.1 Introducción histórica
En Astrofísica se denomina medio interestelar (ISM) a la región galáctica que no forma
parte de objetos compactos como estrellas y sistemas planetarios. El estudio del ISM y
de los procesos fisicoquímicos que tienen lugar en él, ha cobrado cada vez más
importancia puesto que su dinámica juega un importante papel en distintos aspectos:
formación estelar, aparición de moléculas complejas, etc.
Los primeros estudios del ISM datan de principios del siglo pasado. En 1904 Johannes
Hartmann
obtiene
las
primeras
líneas
espectrales
de
absorción
de
calcio
correspondientes a nubes interestelares, al analizar una estrella brillante cuya línea de
observación pasaba por una región “vacía” que más tarde fue interpretada como una
nube interestelar. En los años siguientes, Barnard obtiene una imagen de una
“nebulosa oscura” en 1919 (una fotografía actual de dicho objeto puede verse en la
Figura 1.1) y se empiezan a detectar las primeras moléculas interestelares,
convirtiéndose en un hecho aceptado que las regiones oscuras que se observaban no
eran sólo “vacíos en el espacio” como había sugerido Herschel en 1785.
Las primeras especies interestelares multiatómicas que se descubrieron en el ISM,
fueron el CH (Swings y Rosenfeld, 1937), el CN (McKellar, 1940) y el CH+ (Douglas y
Heirzberg, 1941). Estas observaciones, en combinación con otras pruebas teóricas
condujeron al hecho actualmente aceptado de que una parte considerable de estas
nubes está en una forma molecular.
El uso de la radioastronomía fue fundamental en el avance del estudio del ISM. Así, el
astrónomo holandés H. C. van De Hulst en 1944, sugirió que el hidrógeno podría sufrir
cambios en su estado de energía con lo que emitiría una débil radiación en la parte
radioeléctrica del espectro y calculó que su longitud de onda debería de ser de 21 cm.
En 1951, las nuevas técnicas radioeléctricas desarrolladas por Edward Mills Purcell y
Harold Irving Ewen, permitieron captar dicha señal (Ewen y Purcell, 1951), con lo que
se pudo elaborar mapas sobre la concentración del hidrógeno atómico, en los cuales
quedaron plasmadas varias bandas.
En 1966 se detectó deuterio (Fan et al., 1966). Junto a esta variedad de hidrógeno (que
representaba un 5% del hidrógeno total), el helio y el oxígeno eran los componentes
usuales del Universo. En seguida se inició la búsqueda de otras combinaciones, aunque
no con grandes esperanzas, pues, dada la gran diseminación de los átomos en el
espacio interestelar, parecía muy remota la posibilidad de que dos o más átomos
formaran una combinación.
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 1.1. Imagen de 'La Nube Negra', conocida como Barnard 68, es lo
suficientemente densa para extinguir casi toda la luz de las estrellas de fondo. ©ESO.
Sin embargo, a finales de la década de los sesenta se detectó NH3 (Cheung et al.,
1968), H2O (Cheung et al., 1969) y formaldehído (H2CO) (Snyder et al., 1969). En los
años setenta se hicieron nuevos descubrimientos: monóxido de carbono, CO (Wilson et
al., 1970), alcohol metílico, CH3OH (Ball et al., 1970), cianoacetileno, HC3N (Turner,
1971), cianuro de hidrógeno, HCN (Snyder y Buhl, 1971), etc. Así se inició una nueva
rama de la astrofísica denominada “Astroquímica” descubriéndose, desde 1904, más
de un centenar de moléculas en distintos ambientes astrofísicos1.
1.1.2 El medio interestelar: parametrización
Veamos, en primer lugar, los parámetros fundamentales del ISM (Tielens, 2005):
•
Densidad numérica:
numérica es variable entre distintas regiones. Sus valores extremos
varían varios órdenes de magnitud: 10-2-106 partículas/cm3.
La densidad media del ISM es de alrededor de un átomo por centímetro cúbico
(prácticamente vacío si comparamos con las ∼1019 partículas/cm3 presentes en
la atmósfera de la Tierra a 298 K y 1 atm), pero la mayoría de su masa está
agrupada en zonas diferenciadas según su densidad media.
Así, se distingue entre:
1
o
ISM difuso: densidad menor a 102 partículas por cm3 aproximadamente.
o
ISM denso: densidad mayor a 102 partículas por cm3 aproximadamente.
En la página web www.astrochymist.org puede encontrarse una información más extensa sobre las moléculas detectadas en distintos
ambientes astrofísicos.
Capítulo 1
25
26
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Masa:
Masa En nuestra galaxia se estima que representa un 10 % de la masa total, es
decir, ∼ 1043 g.
•
Composición:
Composición En la Vía Láctea se estima que su composición centesimal es:
o
99 % gas: 75 % H (H2, HI, HII), 20 % He, 4 % resto de elementos.
o
1 % polvo: de composición variable (silicatos, material carbonoso…) y
con radio medio entre 10-9-10-7 m.
o
Radiación.
Con la confirmación de la existencia de materia en estado molecular, se puede concluir
que el ISM es una mezcla de átomos neutros e ionizados, moléculas, polvo y radiación
en constante interacción. Además, las observaciones revelan que la fase gaseosa está
dominada por el hidrógeno atómico o molecular. Las propiedades físicas de esta
materia definen las distintas regiones del ISM que se resumen en la Tabla 1.1 que,
además, muestra el amplio rango de condiciones físicas en las que nos movemos. Por
esta razón vamos a estudiar con más detenimiento el gas y los granos de polvo.
1.1.3 El gas
El gas se parametriza mediante tres magnitudes: densidad (n), temperatura (T) y fase
(molecular, atómica o ionizada) en la que se encuentre el hidrógeno. El factor
determinante de las características del gas es su interacción con la radiación
electromagnética y las partículas emitidas por las estrellas más próximas. De esta
manera, la vida del gas depende del balance existente entre los mecanismos de
ganancia y pérdida de energía.
En cuanto a los primeros, los más importantes son:
La radiación emitida por estrellas muy calientes (tipo espectral O o B) con
emisión de fotones UV (λ ≤ 912 Å).
La interacción con rayos cósmicos.
La interacción con la onda de choque producida por una nova o supernova.
En cuanto a los segundos, tenemos:
Desexcitación de los átomos presentes.
Choques: entre moléculas y entre moléculas y granos de polvo.
En la Tabla 1.1, se presenta la distribución de temperaturas y densidades del ISM en el
que se ha utilizado como medida de la densidad el número de átomos de hidrógeno
más dos veces el número de moléculas de H2 presentes por cm-3 (n0 = H+2H2)
(Watson, 1975).
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Utilizando estas unidades, tenemos que la densidad numérica media de los granos de
polvo es de aproximadamente 10-12n0 (Greenberg, 1982) y la relación entre las masas
totales de polvo y gas vale ∼10-2 (Evans, 1993).
Zona del
Regiones
T (K)
n0 (cm-3)
Fase del hidrógeno
Nubes frías
80-100
10-100
HI, H2
Nubes calientes
8000-10000
0,1-1
HI, HII
Gas coronal
106
<10-2
HII
ISM
Nubes moleculares
10-50
102-106
H2
denso
Regiones HII
100-1000
104
HII
Espacio
Regiones existentes
entre
entre nubes densas y
100
0,1
HI
nubes
difusas
ISM
ISM difuso
Tabla 1.1. Clasificación de las distintas zonas del ISM dependiendo de sus características físicas.
Adaptado de Tielens, 2005.
Dentro de esta clasificación resultan de especial interés las nubes moleculares ya que
son el ambiente donde se forman las estrellas. Las únicas especies que pueden
formarse directamente en fase gaseosa en las nubes moleculares son el H2 y el CO.
Dicha fase, coexiste con una componente sólida, el polvo interestelar, que presenta
una baja abundancia relativa con respecto al gas y que será donde se producirán las
distintas reacciones que permitirán la formación del resto de moléculas y que al
sublimar (al estar permanentemente afectada por la radiación de estrellas situadas en
sus bordes o en su interior) irán enriqueciendo este medio.
Una forma de clasificarlas es utilizar como criterio la densidad. Así, las nubes con más
baja densidad, son las que forman el medio interestelar difuso.
difuso Por otra parte, las
concentraciones gaseosas de mayor densidad forman parte del llamado medio
interestelar denso y suelen denominarse nubes moleculares propiamente dichas, las
cuales a su vez se subdividen en nubes moleculares frías-oscuras y nubes moleculares
gigantes dependiendo de su temperatura y su tamaño.
Así, las nubes moleculares frías–oscuras son regiones altamente moleculares, con
temperaturas marcadamente constantes del orden de 10 K y con tamaños
relativamente pequeños (0,2 – 3 pc), mientras que las nubes moleculares gigantes
presentan temperaturas y tamaños superiores a las anteriores.
Capítulo 1
27
28
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Tanto las nubes moleculares frías-oscuras como las nubes gigantes presentan, a su
vez, gran cantidad de zonas o núcleos fríos y densos, los cuales pueden representar
una fase de evolución temprana de la generación de protoestrellas. Estas nubes poseen
gran cantidad de polvo interestelar, protegiendo a las especies moleculares de la
radiación destructora y, en muchos casos, favoreciendo cadenas de formación de
moléculas complejas; de aquí su denominación de moleculares.
1.1.4 Granos de polvo interestelar:
interestelar: composición, tamaño y ciclo de vida
Los granos de polvo se observan en distintas partes del universo: en el ISM, en discos
de estrellas de nueva creación, en estrellas que recorren sus últimos estadios de vida,
etc. Su importancia es grandísima, puesto que en ellos se producen una gran variedad
de fenómenos fisicoquímicos y, además, transfieren la radiación electromagnética y
controlan el balance térmico del gas mediante los procesos de absorción y posterior
reemisión. Además, son los responsables de la atenuación de la luz que provoca que
las nubes moleculares aparezcan oscuras al observar el campo de estrellas de fondo.
Los granos de polvo interestelar están compuestos primordialmente por silicatos y
material carbonoso enriquecidos, probablemente, con otros elementos como Fe, Al y
Mg (Merrill et al., 1976; Draine y Lee, 1984; Jones y Williams, 1987; Tielens et al.,
1996).
A pesar que su composición y morfología exactas es una cuestión todavía en discusión
(Dunne et al., 2004) los elementos presentes en los granos de polvo se expresan en
función de la abundancia “a” dada como partículas presentes por millón de átomos de
hidrógeno (ppm).
Así, tenemos que estos elementos se pueden clasificar como:
•
Primarios: C y O (a>300 ppm).
•
Mayoritarios: Mg, Si, Fe (a>30 ppm).
•
Minoritarios: Na, Al, Ca, Ni (a∼3 ppm).
•
Trazas: K, Ti, Cr, Mn (a∼0.1-0,3 ppm).
El origen de estos elementos está en la nucleosíntesis estelar y su posterior inyección
al ISM tanto en forma de viento estelar como en explosiones de novas y/o supernovas.
En cuanto a su tamaño, presentan unos valores en un intervalo de 0,01–1 •m. Los
granos más grandes (>0,1 •m) son los responsables de la absorción en longitudes de
onda del visible y del infrarrojo, mientas que los más pequeños (∼0,01 •m) son los
responsables de la extinción en el ultravioleta lejano (Mathis et al., 1977; Greenberg,
1979; Duley y Williams, 1981; Chlewicki, 1985).
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Los granos de polvo interestelar, lejos de ser un componente pasivo, juega un papel
vital en la evolución galáctica. Además de suministrar gran parte de la luminosidad
total galáctica vía emisión IR, participan activamente en el ciclo material (gas y polvo)
desde el ISM hasta las estrellas y vuelta al ISM de la siguiente manera (Li y Greenberg,
2002):
•
Los granos sólidos se forman en atmósferas frías de estrellas evolucionadas,
estrellas Wolf-Rayet2 y nebulosas planetarias, siendo eyectados en el ISM difuso
por las explosiones novas y supernovas.
•
En el ISM difuso la interacción con el gas caliente, la radiación UV estelar y los
rayos cósmicos producen una destrucción del polvo debido a distintos
procesos: erosión por impacto de átomos del gas, colisiones grano-grano, etc.
•
En las nubes moleculares, los granos experimentan un proceso de crecimiento
mediante la formación de mantos de hielo3 sobre su superficie (cuestión que
trataremos en un apartado posterior). Las reacciones químicas que se producen
en el grano debido a aportes energéticos favorecerá la formación de nuevas
especies moleculares.
•
El colapso de las nubes densas moleculares produce el nacimiento de nuevas
estrellas que, cuando se encuentren en su fase final, producirán nuevos granos
de polvo que volverán de nuevo al ISM mediante los vientos estelares o las
explosiones novas y supernovas, cerrando el ciclo de los granos y del gas.
Tanto el ciclo de vida del gas como la evolución típica estelar, están fuertemente
ligados al ciclo de vida de los granos. Como vemos, la aparición de los mantos de hielo
propicia las reacciones y la producción de nuevos elementos enriqueciendo así la
composición del ISM, por ello, vamos a estudiarlos con un poco más de detenimiento.
1.2 Los mantos de hielo
La existencia de los hielos interestelares fue propuesta por Lindblad al sugerir que se
podrían producir hielos en el ISM por una acreción aleatoria sobre un núcleo de
material carbonoso y silicatos (Lindblab, 1935) (Figura 1.2). Su trabajo fue ampliado
por Oort y van de Hulst quienes introdujeron un modelo teórico más complejo para la
formación y crecimiento de los hielos (Oort y van de Hulst, 1946).
2
Las estrellas Wolf-Rayet (WR) son estrellas masivas que están casi en el final de su ciclo. Se caracterizan por tener una intensa pérdida de
material asociada a un fuerte viento estelar.
3
De nuevo, remarcar que las palabras hielo/hielos/helados no se refiere únicamente al agua sólida sino a distintas mezclas de sustancias
volátiles congeladas sobre las superficies de los granos. Véase la definición de “hielo” dada en la página 21.
Capítulo 1
29
30
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Manto de hielo
0,1 µm
Material carbonoso y silicatos
Fig. 1.2. Esquema de un grano de polvo con el núcleo de material carbonoso y silicatos rodeado de
un manto de hielo.
Pero la tecnología necesaria para detectar los hielos interestelares no llegaría a manos
de los científicos hasta los años sesenta puesto que, la forma usual de detectarlos es
mediante el estudio de las bandas de absorción que se observan en el infrarrojo medio
(λ = 2–25 •m) al obtener los espectros de objetos cuya línea de observación pasa por
nubes interestelares densas, debido bien a que el objeto observado está detrás (field
star) o bien, a que está en el interior de la nube (embedded star).
Por tanto, sólo las moléculas con momento son observables en el infrarrojo, con lo que
las moléculas diatómicas mononucleares, como O2 y N2, no pueden estudiarse
mediante la espectroscopia infrarroja directamente, a no ser que se haga cuando estas
especies se encuentran junto a otras y se produzcan asimetrías en la molécula, en cuyo
caso las transiciones infrarrojas se activan (Ehrenfreund et al., 1992).
El H2O fue la primera molécula detectada en fase sólida al obtenerse su banda de
absorción en 3,1 •m (Gillett y Forrest, 1973). Sin embargo los espectros obtenidos en
el laboratorio de hielo de H2O puro no reproducían exactamente los encontrados
observacionalmente en el ISM. Para explicar esta discrepancia se propusieron
fundamentalmente dos ideas: que el perfil de la banda observada fuera debida a una
mezcla con otras moléculas como, por ejemplo, el NH3 (Merrill et al., 1976) o que era
debido a la presencia de hielo de agua con diferentes estructuras (Léger et al., 1979).
La corroboración de la existencia de hielos mezclados de distintas especies se produjo
cuando fueron descubiertas más moléculas en estado sólido.
La Tabla 1.2 muestra un listado de moléculas detectadas en estado sólido (hielos) en
zonas cercanas a protoestrellas. El H2O parece ser el constituyente principal y
dominante de estos hielos, por lo que normalmente las abundancias de otras
moléculas se dan con respecto a la cantidad de hielo de H2O observado.
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Molécula
Abundancia en %
Referencia
(en relación con el hielo de H2O)
H2O
100
Gibb et al., 2004
CO2
7 – 25
Gibb et al., 2004
CH3OH
2 – 25
Gibb et al., 2004
H2CO
3-7
Ehrenfreund et al. 1997
C2H6
≤ 0.4
Ehrenfreund et al. 1997
+
NH 4
3 – 17
Shutte y Khanna, 2003
CO
∼ 3 – 50
Gibb et al., 2004
NH3
< 10
Gibb et al., 2004
CH4
0.9 – 1.9
Ehrenfreund et al., 1997
Tabla. 1.2. Principales moléculas detectadas en hielos interestelares en regiones cercanas a
protoestrellas
Los modelos químicos de las nubes moleculares (Willacy y Millar, 1998) muestran que
todas las moléculas gaseosas, excepto el H2, han sido eliminadas del gas en un
período temporal del orden de 109/nH años. Esto implica que todas las moléculas
presentes en fase gaseosa se depositan en forma de mantos de hielo sobre la
superficie de los granos en el período de vida de la nube. El hecho de que se observen
todavía en todas las nubes estudiadas, evidenciaría que deben existir mecanismos que
los hace sublimar.
Salvo el H2 y el CO, el resto de moléculas detectadas únicamente pueden formarse en
fase sólida por distintos mecanismos, aunque posteriormente pueden pasar a fase
gaseosa al sublimar si aumenta la temperatura. Asimismo, una vez sublimadas
cualquier especie puede volver a depositarse sobre el grano en forma de hielo si las
condiciones son adecuadas.
Sin embargo, como para cada molécula la temperatura crítica necesaria para su
depósito sobre el grano es distinta y debido a la existencia de un gradiente de
temperaturas en la nube, es de suponer que en distintas regiones de la nube se
depositan distintas moléculas con lo cual tendríamos una diferenciación en cuanto a
composición en las distintas partes de la nube o también a lo largo de su tiempo de
vida. En consecuencia, este hecho debe influir en la estructura y composición del hielo.
La principal función del polvo en el ISM (desde el punto de vista de la fase gaseosa) es
proporcionar una superficie catalizadora desde la cual, los átomos de hidrógeno
puedan reaccionar para formar H2 (Hollenbach y Salpeter, 1971), siguiendo la reacción:
H ( g ) + H ( g ) + grano → H 2 ( g ) + grano
Capítulo 1
31
32
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Pero también se producen una amplia variedad de especies químicas en las
interacciones gas-grano. Algunos modelos teóricos (d’Hendecourt et al., 1985)
muestran que la composición de los mantos de hielo depende de la composición del
gas donde se encuentren. Así, si la relación H/H2 es significativa (∼0,01-0,1 %) se
pueden producir moléculas como H2O, NH3 y CH4 mediante un proceso de
hidrogenación del O, N y C atómico respectivamente sobre los granos del polvo. En
cambio en los ambientes donde la mayor parte del hidrógeno está en forma molecular,
abundan en la fase gaseosa moléculas como CO, O2 y N2.
Además, los perfiles observados de las bandas de absorción de algunas moléculas
refuerzan la idea de la existencia de, al menos, dos tipos o fases distintas de mantos
de hielo (Tielens et al., 1991; Chiar et al., 1994; Chiar et al., 1998): hielo,
hielo o fase,
fase polar
(ricos en H2O) y hielo,
hielo o fase,
fase apolar (pobres en H2O). Aún no está resuelto
completamente (Schutte y Greenberg, 1997) el tema de si ambas fases conviven
segregadas (modelo capas) en distintas capas heladas superpuestas sobre el mismo
grano de polvo, o lo hacen mezcladas (modelo mezcla) sobre el núcleo (ver Figura 1.3).
CO
N2
CO2
H2O
O2
H2O
CH3O
Silicatos / Material carbonoso
CO2
O2
H2O
N2
CO
CH3O
CO2
H2O
CO
N2
Fotones UV / Rayos cósmicos / Rayos X / Choques
CO
N2
CO2
H2O
CH3O
O2
H2O
Silicatos / Material carbonoso
O2
CO
CO2
H2O
N2
H2O
CO
CH3O
CO2
N2
Fig. 1.3. Esquema de dos modelos distintos para explicar la estructura de los
mantos de hielo interestelares. Imagen superior: formación segregada de hielos
formando capas. Imagen inferior: formación de hielos según el modelo de mezcla.
Se indica además las diferentes fuentes energéticas que pueden afectar al hielo.
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Los distintos procesos que se pueden producir sobre el grano de polvo interestelar se
representan en la Figura 1.4. Cuando un átomo se encuentra con la superficie de un
grano, puede unirse a él mediante procesos de enlace químicos (chemisorption) o
físicos (physisorption) alcanzando las posiciones más estables. Además, como el
tiempo de permanencia sobre el grano para cada átomo es, normalmente, mayor que
el tiempo típico de sublimación (Tielens y Allamandolla, 1987), la probabilidad de
interacción con otras especies que existan en el grano es alta.
Depósito
o
Migración
Irradiación fotónica / iónica
+ rayos cósmicos
Desorción
Reacción química
Fig. 1.4. Esquema de los distintos procesos que pueden tener lugar en los granos.
1.3 Hielos en el Sistema Solar
Existen hielos de distintas sustancias en todas partes del SS, desde Mercurio hasta los
lugares más alejados de nuestra estrella en la nube de Oort. Algunos cuerpos del SS
externo están compuestos casi completamente por hielo, mientras que los internos
pueden contener hielo y rocas. El hielo también puede aparecer en forma de casquete
polar y puede persistir dentro de los cráteres más fríos y más oscuros en los polos de
cuerpos rocosos. La Tabla 1.3, muestra los hielos que se han detectado en el SS.
Capítulo 1
33
34
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Planeta
Satélite
Mercurio
Hielos detectados
H2O (¿?)
Tierra
Luna
Marte
H2O (¿?)
CO2, H2O
Io
Júpiter
Europa
Ganímedes
Saturno
H2O, SO2, CO2, H2O2
H2O, O2, O3, CO2
Calixto
H2O, SO2, CO2
Mimas
H2O (¿?)
Enceladus
H2O
Tetis
H2O
Dione
H2O, O3
Rhea
H2O, O3
Hyperion
H2O
Iapetus
H2O
Titán
Miranda
Urano
SO2, H2S, H2O (¿?)
C2H2, CH4
H2O
Ariel
H2O, CO2
Umbriel
H2O, CO2
Titania
H2O, CO2
Oberón
H2O
Neptuno
Tritón
Planeta
Satélite
N2, CH4, CO, CO2, H2O
Hielos detectados
enano
Plutón
N2, CH4, CO, H2O
Caronte
H2O
Tabla. 1.3. Hielos detectados en distintos objetos del Sistema Solar. Los interrogantes indican que
están pendientes de confirmación4.
1.3.1 Hielos permanentes en el Sistema Solar interno
Aunque el SS interno fundamentalmente esté compuesto de silicatos y metales, donde
las
temperaturas
sean
suficientemente
bajas,
los
hielos
pueden
existir
en
determinados lugares sobre la superficie. Quizá el lugar, a priori, más improbable
donde podamos encontrar hielo sea la superficie de Mercurio, donde la cara iluminada
por el Sol puede alcanzar temperaturas hasta 700 K. Sin embargo, diferentes
observaciones de radar han encontrado cerca de 20 áreas circulares de alta reflectancia
cerca de los polos de Mercurio.
4
Una revisión más completa puede verse en el libro: Solar System Ices, B. Schmitt, C. de Bergh and M. Festou (eds.), Kluwer Academic Publishers,
Netherlands, 1998.
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Las características de estas observaciones sugieren a algunos investigadores que
puedan ser depósitos de hielo de agua o de otro material volátil (Harmon y Slade,
1992; Harmon et al., 1994) que pueden sobrevivir debido a que, como el eje de
rotación de Mercurio es de sólo 0,1°, algunos cráteres situados en los polos pueden
ser lo bastante profundos para estar en sombra permanentemente. Los estudios
teóricos (realizados a partir de datos de la sonda Mariner 10) predicen que los cráteres
típicos de los polos de Mercurio pueden contener zonas que nunca alcancen
temperaturas superiores a los 100 K, con lo que el hielo de agua podría ser estable en
este ambiente (Ingersoll et al., 1992; Paige et al., 1992).
Mercurio no es el único cuerpo que probablemente tenga áreas permanentemente en
oscuridad en sus polos. La Luna también tiene un eje de rotación con un ángulo muy
pequeño: 1,5°; con lo que los numerosos cráteres existentes en los polos pueden ser
lo suficientemente fríos como para contener hielos. Los datos de las misiones
Clementine y Lunar Prospector5 (Nozette et al., 1996) mostraron que el hielo podría
existir en cráteres que están permanentemente a oscuras en los polos lunares. Así, los
datos de dicha misión sugieren que estos depósitos de hielo de agua pueden estar
enterrados a una profundidad 0,5 m y, que posiblemente se extenderían sobre una
superficie de unos 1850 km2 desde cada uno de los polos (aunque hay incertidumbres
significativas con estos números). Como en Mercurio, es probable que el hielo que
pueda existir en la Luna tenga su origen en los impactos de cometas y meteoritos.
Uno de los lugares con presencia confirmada de hielo de agua y dióxido de carbono
son los polos marcianos (de Pater y Lissauer, 2001). Como ambos tipos de hielos
presentan puntos de congelación con valores que están dentro del rango de
temperaturas marcianas, pueden presentar cambios estacionales e incluso diarios. Así,
cada polo presenta tanto un casquete permanente, como uno estacional que aparece
en el invierno y desaparece en el verano marciano. El casquete polar norte tiene un
carácter perenne y está compuesto principalmente de hielo de agua y tiene
aproximadamente un espesor de 1 km; en cambio, el del sur es más pequeño y está
formado principalmente por hielo de dióxido de carbono, con una pequeña porción de
hielo de agua (Prockter, 2005).
5
Más información sobre estas misiones en las webs: http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/clementine.html y http://lunar.arc.nasa.gov/
Capítulo 1
35
36
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
1.3.2 Hielos en el Sistema Solar externo
La misión de Galileo de la NASA6 proporcionó un gran número de datos sobre las lunas
jovianas, permitiendo avanzar considerablemente en su estudio. Así, se determinó que
tres de los cuatro grandes satélites de Júpiter -Europa, Ganímedes, y Calistocontienen hielo de manera abundante, pero con características notablemente distintas.
Calisto presenta una superficie con muchos cráteres y cuya superficie parece que ha
permanecido inalterada desde su formación. En Ganímedes, aproximadamente un
tercio de su superficie es antigua y parece que posea algunas cantidades de hielo de
agua
sucio,
mientras
que
el
resto
puede
haberse
formado
durante
algún
acontecimiento que eliminó la presencia de hielo en esa superficie.
De los tres satélites nombrados anteriormente, Europa presenta una serie de rasgos
superficiales que no han sido observados en ninguna otra parte del SS (Shenk et al.,
2004). La superficie de Europa está casi completamente cubierta de hielo de agua con
algunos minerales hidratados, y muchos rasgos superficiales aparecen coloreados por
un material rojizo (ver Figura 1.5). Uno de los resultados más notables de la misión de
Galileo fue encontrar pruebas de la existencia de un campo magnético en Europa lo
que implica la presencia de una capa conductora, seguramente agua líquida, cerca de
su superficie (Greeley et al., 2004).
Fig. 1.5. Imágenes de Europa con ampliación de parte de su superficie (izquierda) y detalle de las
estructuras rojizas que existen en su superficie (derecha). ©NASA-JPL.
Respecto a los satélites de Saturno, la nave espacial Cassini de la NASA7 está
actualmente en órbita alrededor de Saturno y ya ha tenido unos encuentros cercanos
con algunos de sus satélites después de su paso por los anillos y de la caída de la
sonda Huygens en Titán. Los espectros de los otros satélites saturnianos muestran
que, excepto Iapetus, están compuestos de hielo de agua (McKinnon, 1999).
6
Más información de la misión: www2.jpl.nasa.gov/galileo/
7
Más información de la misión en: http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En cuanto a las lunas de Urano, han sido observadas de cerca sólo por la sonda
espacial Voyager 2 en 1986 y mostraron algunas pruebas que, de nuevo, apuntan a la
existencia de hielo de agua. Dicha sonda observó también el satélite de Neptuno,
Tritón, siendo el único del que se tienen imágenes con suficiente detalle como para
distinguir rasgos morfológicos distintos a los cráteres. Tritón está compuesto por roca,
material orgánico y hielos volátiles fundamentalmente de N2, junto a otros
componentes minoritarios como hielos de metano y de agua.
Por su parte, el planeta enano Plutón y su luna Caronte han sido observados con
detalle (con las limitaciones propias de los instrumentos) mediante telescopios
terrestres y con el telescopio espacial Hubble (ver Figura 1.6). Plutón tiene una
temperatura superficial de ∼40 K y se piensa que está compuesto por una mezcla de
hielos y sustancias orgánicas (Lewis, 2004; de Pater y Lissauer, 2001). Hasta el
momento, sólo sobre Caronte ha sido observado el hielo de agua.
Fig. 1.6. Imágenes de Plutón captadas por el telescopio espacial Hubble. Las regiones
brillantes y oscuras se piensa que pueden ser debidas a una migración de hielo. ©A.
Stern and M. Buie-NASA-ESA.
Generalmente pensamos en el límite del SS como un lugar situado alrededor de Plutón,
pero de hecho la influencia del Sol se extiende casi dos años luz de distancia. En esta
distancia, podemos encontrar dos grandes reservas de objetos, formados por material
remanente de la primitiva nebulosa solar y que son una fuente de cometas que pasan
por el SS interior (de Pater y Lissauer, 2001).
Los cometas se suelen clasificar en dos grandes grupos: los de período corto y los de
período largo. Ejemplos típicos de los primeros son el Halley y Encke, cuya
periodicidad es menor de 200 años (a veces menor de 20 años), mientras que
ejemplos del otro grupo pueden ser los cometas Hale-Bopp y Hyakutake que
presentan órbitas de más de 200 años (pudiendo llegar hasta el millón de años).
Capítulo 1
37
38
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Los cometas de período largo tienen su fuente en la nube de Oort, una gran envoltura
difusa con objetos helados que se supone que rodea a nuestro SS. Los cuerpos dentro
de la nube de Oort están débilmente afectados por la gravedad del Sol, pero la
influencia de algún objeto externo puede perturbar este equilibrio y hacerlos caer
hacia el interior de SS. En cuanto a su temperatura, en las partes más alejadas de la
nube de Oort, se estima que pueda llegar a unos 33 K.
En cambio, los cometas de período corto provienen del llamado Cinturón de Kuiper
(ver Figura 1.7) situado más allá de la órbita del Neptuno (de ahí el nombre de objetos
transneptunianos: TNO). La confirmación observacional de estos TNOs se obtuvo por
Jewitt & Luu en 1993 y, desde entonces, el descubrimiento de nuevos TNOs de este
tipo de objetos ha aumentado rápidamente. Estos cuerpos, poseen diámetros que van
desde varios metros hasta los 2000 kilómetros. Hasta el momento son cuatro los que
se han identificado como planetas enanos helados: Plutón, Eris, Makemake y Haumea.
Debido a que pasan la mayor parte de su vida a grandes distancias del Sol (> 40 UA) se
supone que deben estar formados en gran parte por hielos depositados a partir de la
nebulosa presolar, por lo que nos aportan información crucial sobre las condiciones y
la composición primigenias del SS. Por todo ello, el estudio de sus propiedades físicas
y, en particular, el de sus propiedades superficiales (composición, temperatura,
atmósfera...) es un tema de actual interés (Pinilla-Alonso, 2009).
Los cometas están compuestos por una mezcla primitiva (polvo y hielo) que,
posiblemente haya permanecido inalterada desde su formación. Por este motivo, son
excelentes laboratorios para estudiar la composición de la primitiva nebulosa solar. En
cuanto a su composición interior, se piensa, que son un conglomerado de hielo y polvo
según el modelo de "bola de nieve sucia" (Whipple, 1950).
Fig. 1.7. Imagen recreada de la nube de Oort y del cinturón de Kuiper.
Tomada de la página de la NASA. ©NASA/JPL
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Cuando un cometa se acerca al Sol, parte de su superficie alcanza la temperatura
suficiente para que los hielos comiencen a sublimar. Áreas irregulares pueden
sublimar más rápido, causando la forma irregular del núcleo. Así, los gases eyectados
del hielo y el polvo forman una larga y tenue atmósfera llamada “coma” que al sentir la
presión de radiación del Sol y el viento solar, crea dos colas: una de gas siempre
opuesta a la dirección del Sol y otra de polvo que va soltando material a lo largo de su
trayectoria (que caerán sobre algún planeta o luna si trayectoria atraviesa este
“reguero” de material) alrededor del Sol (ver Figura 1.8). Su composición se ha
analizado in situ por la misión Stardust de la NASA que en junio del 2004 se aproximó
hasta 240 km del cometa Wild 2 atravesando su cola, capturando partículas de la
misma y tomando fotografías de su núcleo (ver Figura 1.9).
Fig. 1.8. Esquema en el que se muestra la dirección de la cola de
gas (en azul) y la de polvo (en amarillo). ©NASA.
Fig. 1.9. Imagen del núcleo del cometa Wild 2 tomada por la cámara de la
misión Stardust de la NASA el 2 de enero del 2004 a una distancia de 500
kilómetros con una exposición de 10 milisegundos. Imagen tomada de la
página oficial de la misión (http://stardust.jpl.nasa.gov/home/index.html).
En cuanto a la cantidad real de hielo que existe en los cometas, se cree que aunque
pueda existir alguna cantidad de hielo en su superficie la mayor parte estaría enterrada
o enmascarada por el material oscuro de la superficie, ya que en muchos cometas se
observan eyecciones de gas (jets o outburst), que indican la presencia de sustancias
volátiles e hipervolátiles.
Capítulo 1
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40
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Los espectros obtenidos por la misión Deep Impact mostraron pruebas de la existencia
de agua sobre el cometa Tempel 1 (ver Figuras 1.10 – 1.11 -1.12) después de que la
nave espacial dejó caer su impactor sobre la superficie del cometa (Figura 1.13). Una
interpretación de los resultados está todavía en marcha (Mumma et al. 2005) y en esta
tesis (Capítulo 4) se abordará una aplicación de los resultados de laboratorio para este
tipo de acontecimientos.
Fig. 1.10. Imagen del cometa Tempel 1 tomada por la misión DI. Las flechas a y b señalan grandes
zonas lisas en la superficie. El lugar del impacto se indica con una flecha grande sin etiqueta. Las
pequeñas flechas agrupadas señalan un borde escarpado a lo largo de una meseta que se muestra
brillante debido al ángulo de iluminación. La barra blanca en la parte inferior derecha representa un
1 km. Las dos flechas en la parte superior derecha indican la dirección que mira al Sol y el Norte
celeste. ©NASA/A'Hearn et al., 2005.
Fig. 1.11. Imagen del cometa Tempel 1 tomada por DI donde, resaltado en
azul, aparecen tres zonas donde se detectó hielo de agua. ©NASA.
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 1.12. Espectros IR de emisión de varios objetos, de abajo a arriba: espectro de la coma del cometa
Tempel 1 tomada por el espectrómetro infrarrojo de Spitzer (IRS) 23 horas antes del impacto; espectro
de Tempel 1 tomado por el mismo instrumento 105 minutos después del impacto; espectro del cometa
Hale-Bopp tomadas por el Telescopio Espacial Infrarrojo ISO (Crovisier et al. 1997) y espectro del disco
de polvo alrededor de la estrella en formación HD100546 tomada por ISO (Malfait et al. 1998). Estos
últimos espectros pueden ayudar a una correcta interpretación de las notables diferencias entre los
espectros de Tempel 1 antes y después del impacto. ©NASA/ Lisse et al., 2006.
Fig. 1.13. Imagen del impacto de la sonda sobre el cometa Tempel 1, tomada 67
segundos después del choque por la cámara de alta resolución de la nave. ©NASA
/ JPL-Caltech / UMD
Capítulo 1
41
42
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En la Tabla 1.4 se muestra la abundancia (respecto al H2O) de compuestos observados
en dos cometas concretos: Halley y Hyakutake (Mumma, et al., 1993, Mumma, et al.,
1996, Brooke, et al., 1996, A’Hearn, et al., 1995)8.
Especie
Halley
Hyakutake
H2O
100
100
CH4
0,2-1,2
0,7
C2H2
0,3-0,9
-
C2H6
-
0,4-1,2
CO2
3
-
CO
7
6
Tabla 1.4. Abundancias respecto al agua observada en los cometas Halley y Hyakutake.
1.4 Astroquímica
La astroquímica es el puente de unión entre la astronomía y la química. Un aspecto
clave de la astroquímica es el uso de complejos modelos computacionales, con los que
se obtienen las abundancias químicas de distintos objetos astronómicos en
determinadas condiciones. Éstos se usan a la hora de interpretar, principalmente, los
datos observacionales.
Una típica cadena de reacciones químicas de aplicación astrofísica puede incluir varios
cientos de especies que interactúan en varios miles de reacciones que son casi
exclusivamente reacciones tipo dos cuerpos (sin tener en cuenta las reacciones sobre
la superficie del grano y el procesado fotónico). Por ello, en los últimos años se han
desarrollado distintas bases de datos que ayudan a la comprensión de los datos
observaciones referidos a las abundancias de determinadas especies químicas.
De las bases de datos utilizadas para fines astroquímicos y que son usadas de manera
generalizada por la comunidad científica destacaremos dos: la UMIST9 (descrita en el
trabajo de Woodall et al., 2007) y la de Ohio10 (desarrollada por E. Herbst). Aunque se
debe mencionar que existen otras más específicas como la de la Universidad de
Colonia, CDMS11, que ofrece un catálogo de las frecuencias de transición, desde el
radio hasta el IR, para distintas especies atómicas y moleculares que pueden estar
presentes en ambientes astrofísicos como el ISM, el medio circumestelar o las
atmósferas planetarias (Holger et al. 2005).
8
Se puede encontrar más información sobre las moléculas detectadas en ambiente cometario en www.astrochymist.org.
9
www.rate99.co.uk
10
www.physics.ohio-state.edu/~eric/research.html
11
www.astro.uni-koeln.de/site/vorhersagen
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
La última versión de UMIST contiene datos de más de cuatro mil reacciones en fase
gaseosa, incluyendo reacciones ión-molécula, reacciones neutras de intercambio,
reacciones de ionización mediante rayos cósmicos, fotólisis UV y reacciones de
recombinación. Estos datos provienen de una variedad de fuentes, que incluyen tanto
datos experimentales como teóricos. Algunos datos se extrapolan fuera del intervalo
para los que se han obtenido (caso, por ejemplo, de la temperatura) y, dada la
complejidad de la situación, algunos de ellos deben ser tomados con las debidas
precauciones. A pesar de ello, su uso es de gran utilidad, aunque deben ser revisadas
continuamente para incorporar los nuevos datos que se obtienen. Por otra parte, la
base de datos de Ohio es igualmente amplia en lo que respecta a la química en fase
gaseosa y también incluye datos para un modelo de la química de superficie que ha
sido desarrollado por Herbst y colaboradores.
Las ecuaciones cinéticas químicas para cada especie se construyen de manera
automática a partir de la base de datos. Así, para cada una de ellas se debe especificar
distintos parámetros: la densidad del gas, la temperatura, el valor del campo de
radiación, la contribución de los rayos cósmicos a la ionización, etc.
Un parámetro importante (y normalmente desconocido) es el factor que da cuenta de
la interacción gas/polvo, puesto que éste determinará la disminución o el aumento en
la abundancia de una determinada especie en fase gaseosa debido a su formación en
forma de hielo sobre los granos de polvo y a su sublimación y posterior eyección al
medio cuando se alcanza una temperatura adecuada. Lógicamente, todos estos
parámetros están fuertemente acoplados y una pequeña variación en alguno de ellos
puede provocar que la abundancia de una determinada especie dada por la integración
de las ecuaciones sea incorrecta.
Si bien existen problemas de distinta índole (computacionales, de interpretación, etc.)
con estos modelos astroquímicos, su principal complejidad reside en el hecho de la
falta de un conocimiento exacto sobre la situación física y química real del escenario
astrofísico particular al que se pretende asignar una determinada abundancia. De
hecho, normalmente, los valores de los parámetros físicos implicados en los distintos
procesos dependen tanto del tiempo como de la posición por lo que la complejidad
matemática inherente aumenta cuando se quiere afinar en el resultado.
Algunos de los problemas pendientes en Astroquímica son: cómo
implementar un
modelo completo de la química en fase gaseosa; cómo construir modelos de
interacción gas-grano coherentes, de manera que predigan con exactitud las
abundancias detectadas en los mantos de hielo; cómo integrar en ambos tipos de
modelos anteriores, la gran heterogeneidad de situaciones y la dependencia de los
distintos parámetros que entran en juego tanto con el tiempo, como con el espacio.
Capítulo 1
43
44
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Por estas razones, si se quiere mejorar los resultados obtenidos por los modelos
astroquímicos, se debe de tener en cuenta distintos factores. Así, por ejemplo, si se
realizan cálculos que involucren a la densidad, se debería de tener en cuenta que un
hecho confirmado experimentalmente es que tanto la densidad del H2O (Jenniskens y
Blake, 1996), como la del CO2 (Satorre et al., 2008) varía con la temperatura de
depósito: de hecho para el caso del agua (principal molécula detectada), se suele
tomar como referencia 1 g/cm3, es decir, su densidad en condiciones atmosféricas; sin
embargo, la densidad del agua en condiciones astrofísicas no tiene este valor, sino que
puede ser incluso un 40 % menor según varía la temperatura de depósito (0,62 <
ρ(H2O)
< 0,94 g/cm3, de 10 a 140 K de temperatura de depósito).
Otro claro ejemplo sería el hecho de que la sublimación de una determinada especie
puede no ocurrir a la temperatura a la que desorbe la molécula aislada, sino que ésta
puede hacerlo a temperaturas superiores cuando dicha especie se encuentra atrapada
en la matriz de otro hielo (Luna et al., 2008). Este último aspecto es en el que pretende
incidir la presente tesis para el caso de moléculas atrapadas en el hielo del CO2.
1.5 Importancia astrofísica del hielo de CO2
El CO2 es la molécula más abundante en fase sólida después del hielo de agua (veáse la
Tabla 1 de Gronkowski, 2007) y ha sido detectado en multitud de ambientes
astrofísicos tanto en el ISM como en el SS:
•
En el ISM:
La existencia de CO2 en el hielo interestelar fue inferida por las primeras
observaciones detectadas a 15,2 micras (d’Hendencourt y Jourdain 1989). Pero
la confirmación llegó con los resultados del telescopio ISO (Infrared Space
Observatory) que confirmó que el hielo de CO2 está presente en la línea de
observación de distintas estrellas a 4,27 µm (de Graauw et al., 1996,
d’Hendencourt et al. 1996, Gürtler et al. 1996, Whittet et al. 1998) y que su
abundancia es alta en relación con la del hielo de H2O (que siempre es mucho
más abundante).
•
En el SS:
Para una breve revisión de la importancia del dióxido de carbono en muchos
objetos de nuestro SS, se puede consultar el trabajo de Bernstein et al. (2005).
En general, los espectros de reflexión IR de los objetos del Sistema Solar
exterior muestran que el hielo CO2 existe sobre las superficies sólidas de varios
cuerpos en el Sistema Solar:
Capítulo 1
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
o
en la coma de algunos cometas se supone que existe CO2 gaseoso que
ha sublimado del CO2 sólido existente en el núcleo junto con otros
hielos, aparte del H2O, como el CH3OH (Mumma et al., 1993)
o
sobre la superficie de Tritón (Cruikshank, 1995);
o
en los satélites de Urano: Ariel (Grundy et al., 2003), Umbriel y Titania
(Grundy et al., 2006);
o
podría estar presente en las superficies heladas de los satélites de
Júpiter: Europa, Calisto y Ganímedes (McCord et al., 1997,1998; Hibbits
et al., 2000 y 2003);
o
estaría presente en los satélites de Saturno (Clark et al., 2005) y (Buratti
et al., 2005).
o
y, sobre todo, en la superficie de Marte (Aharonson et al., 2004; Haberle
et al., 2004) donde es el hielo más abundante y, por tanto, es posible
que esta molécula sea la que caracterice las temperaturas de desorción
de volátiles en lugar del agua.
Por todo ello, y a la vista de lo expuesto, está justificada la elección de esta molécula
en esta tesis para un estudio experimental cuyas conclusiones puedan aportar una
contribución a la comprensión de los mecanismos físicoquímicos que tienen lugar en
diferentes ambientes astrofísicos.
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Capítulo 1
49
50
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Woodall, J.,
Agúndez, M., Markwick-Kemper, A. J., et al.,
Astrophysics 466, 1197-1204.
Capítulo 1
2007.
Astronomy &
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Capítulo 2
Configuración y procedimiento experimental
RESUMEN
Este capítulo se dedicará a introducir las técnicas de vacío y de criogenia empleadas
y a describir el aparato experimental utilizado en los experimentos. También se
detallará tanto la configuración y el procedimiento experimental seguido, como los
cálculos usados para la obtención de las magnitudes de interés.
ÍNDICE
2.1 Introducción
52
2.2 Introducción a las técnicas de vacío
53
2.2.1 Conceptos generales
54
2.2.2 Bombas de vacío
55
2.2.3 Sensores de presión
58
2.3 Introducción a las técnicas criogénicas
60
2.4 Descripción del aparato experimental
63
2.4.1 Cámara de alto vacío
63
2.4.2 Precámara
65
2.4.3 Controlador de temperatura
67
2.4.4 Microbalanza de cristal de cuarzo
68
2.4.5 Sistema de interferometría láser de doble ángulo
68
2.4.6 Espectroscopio de masas
69
2.5 Descripción de la configuración y del procedimiento experimental empleados
71
2.5.1 Configuración experimental
71
2.5.2 Procedimiento experimental
72
2.6 Técnicas experimentales empleadas
74
2.6.1 Obtención del índice de refracción y del espesor del depósito
74
2.6.2 Obtención de la variación de la masa por unidad de área
79
2.6.3 Obtención de la densidad del depósito
83
2.6.4 Obtención de la composición de los gases de la cámara
83
2.7 Referencias
84
Capítulo 2
51
52
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.1 INTRODUCCIÓN
En el capítulo anterior se ha descrito la existencia de hielos1 en distintos ambientes
astrofísicos y también se ha comentado la importancia que tiene su estudio para
contribuir a la comprensión de los procesos que tienen lugar en dichos escenarios. En
la actualidad existen distintas técnicas mediante las que podemos estudiar los hielos:
la
observación
directa
con
instrumentos
terrestres
o
espaciales
(astrofísica
observacional); el desarrollo teórico sobre su formación y su evolución (astrofísica
teórica); las simulaciones por ordenador (astrofísica computacional); y, la que se
utilizará en esta tesis, el trabajo de laboratorio (astrofísica experimental).
En
la
astrofísica
experimental,
un
procedimiento
habitual
para
analizar
las
características de los hielos de interés astrofísico, es realizar experimentos en cámaras
especiales donde se introduce un gas (o una mezcla de gases) que se deposita en
forma de hielo al entrar en contacto con un substrato a baja temperatura (∼10 K) bajo
condiciones de alto vacío (high vacuum HV) o ultra-alto vacío (ultrahigh vaccuum
UHV)2. Cuando se prepara un experimento que simula un escenario particular, a este
depósito se le llama “análogo” y se analiza mediante distintas técnicas antes, durante y
después de las eventuales alteraciones producidas, por ejemplo, por variaciones de
temperatura. La elección del gas, del espesor del depósito y del procesamiento
energético se realiza en función del equivalente astrofísico que se quiera simular.
El objetivo es caracterizar el hielo de interés astrofísico, evidenciar sus propiedades
intrínsecas y estudiar su posible dependencia de otros parámetros. Lógicamente, no es
posible reproducir en el laboratorio con exactitud las condiciones reales del hielo en
cuanto a su composición, presión, temperatura, densidad, etc. Además, la escala de
tiempo en la que se desarrollan los fenómenos astrofísicos es extremadamente más
larga que la de cualquier posible experimento de laboratorio, por lo que la
extrapolación de los resultados de laboratorio al análisis astrofísico está limitada a
todos aquellos parámetros que no dependan de la velocidad del proceso que los ha
determinado. A pesar de las limitaciones, los resultados experimentales son cruciales,
si logran reproducir los efectos de un determinado proceso en el espacio, para conocer
las características físicas del material existente.
En la actualidad, el Laboratorio de Astrofísica Experimental de Alcoy (Satorre et al.
2006) trabaja en condiciones de HV y, a similitud de la mayoría de laboratorios3,
presenta los siguientes componentes básicos:
1
De nuevo remarcamos la definición de hielo en este contexto dada anteriormente: “Sólido compuesto de moléculas que en condiciones
estándar se encuentran en forma líquida o gaseosa”.
2
Ver Tabla 2.2 de la página 54.
3
Las características de estos laboratorios pueden consultarse en las siguientes páginas web:
http://www.strw.leidenuniv.nl/research/laboratory.php?node=207
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Una cámara de HV en la que es posible variar la presión (desde valores de
presión atmosférica hasta 10-7 mbar).
•
Un controlador de la temperatura que nos permite variar (o fijar) su valor desde
10 K hasta temperatura ambiente.
•
Otra cámara de vacío (desde ahora precámara) donde se prepara el gas (o los
gases si se desea realizar una mezcla) que pasará a la cámara de HV a
presiones del orden de decenas de mbar.
•
Diferentes componentes según la técnica experimental utilizada para analizar el
depósito. En nuestro caso:
o
Una microbalanza de cristal de cuarzo (QCMB), para medir la variación
de masa por unidad de área;
o
Un sistema de interferometría láser de doble ángulo, para obtener el
espesor y el índice de refracción del hielo depositado;
o
Un espectrómetro de masas (QMS), para conocer la composición química
de los gases presentes en la cámara.
2.2 INTRODUCCIÓN A LAS TÉCNICAS DE VACÍO
El estudio de los hielos de interés astrofísico requiere, como hemos visto, del uso de
vacío. Por tanto, es importante conocer algunos conceptos básicos sobre el tema4,
centrándonos solamente en aquellos equipos que serán utilizados en nuestro
dispositivo experimental. Con este enfoque, consideraremos un sistema de vacío aquel
que está compuesto por tres componentes fundamentales:
•
Una cámara de HV.
•
Bombas de vacío: mediante las cuales se extraerán los gases que existen en la
cámara de HV disminuyendo consecuentemente la presión en la misma.
•
Sensores de vacío: que nos permiten conocer el valor de la presión y, por tanto,
el grado de vacío alcanzado.
http://www-691.gsfc.nasa.gov/index.html
http://web.ct.astro.it/weblab/
http://www.virginia.edu/ep/LASP/LASP.html
http://www.astrochem.org
http://www.oacn.inaf.it/oacweb/oacweb_ricerca/ricerca_astro.php?var=3
http://www.ias.u-psud.fr
http://www.ifa.hawaii.edu/UHNAI/collaborators.htm
http://cab.inta.es/
4
Un buen manual sobre este tema es “Fundations of Vacuum Science and Technology”, editado por James M. Lafferty y publicado por John Wiley
& Sons, Inc. 1998. ISBN: 0-471-17593-5.
Capítulo 2
53
54
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.2.1 Conceptos generales
Si se tiene un gas ideal encerrado en una cámara, a temperatura constante, las
moléculas gaseosas ejercen una presión como consecuencia de los choques entre ellas
y las paredes de la cámara que las contiene; el valor cuadrático de la velocidad con que
se mueven es proporcional a la temperatura del ambiente que las encierra. La presión
dentro de una cámara, de un volumen determinado, es proporcional al número de
partículas gaseosas por unidad de volumen ( n ) que se encuentran dentro de la misma.
A temperatura ( T ) constante, la presión ( P ) puede expresarse según la teoría cinética
de los gases ( P
= nkT ) donde k es la constante de Boltzmann.
Aunque la unidad de la presión en el sistema internacional es el Pascal,
tradicionalmente se utilizan otras unidades como: atm (atmósfera), torr (torricelli) y
mbar (milibar). Las relaciones entre estas unidades se dan en la Tabla 2.1.
Pa
mbar
Torr
atm
Pa
1
1—10-2
7,5—10-3
9,8—10-6
mbar
1—10-2
1
7,5—10-1
9,8—10-4
Torr
133
1,33
1
1,33—10-3
atm
101,30
1013
760
1
Tabla. 2.1. Relaciones entre distintas unidades usadas habitualmente para medir la presión.
Atendiendo al valor de la presión, existe una clasificación (cuyos límites no están
completamente definidos) de las distintas regiones de vacío (ver Tabla 2.2).
Vacío bajo o tosco (RV = rough vacuum)
Desde presión ambiental hasta 1 mbar.
Vacío medio (MV = medium vacuum)
Desde 1 a 10-3 mbar.
Alto vacío (HV = high vac
vacuum
uum)
Desde 10-3 a 10-7 mbar.
UltraUltra-alto vacío (UHV = ultrahigh vaccuum)
Menor que 10-7 mbar.
Tabla. 2.2. Clasificación de los distintos regímenes de trabajo según el valor de la presión.
Por otra parte el camino libre medio de las moléculas gaseosas ( λ ), definido como la
distancia media recorrida por una molécula de un gas que se mueve en una
determinada dirección antes de chocar con otra molécula, depende de la naturaleza
del gas, de la temperatura ( T ) y su presión ( P ), según la relación:
λ=
Donde
ξ
kT
2πξ 2 P
es el diámetro de la molécula considerada y
k es la constante de Boltzman.
Esta expresión nos dice que a temperatura constante, el producto del camino libre
medio y de la presión es constante para cada tipo de gas. En la Tabla 2.3 se dan
algunos ejemplos del producto λ—P (cm—mbar) a 298 K para diferentes sustancias.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
He
O2
H2O
Etanol
H2
N2
CO2
Aire
18—10-3
7—10-3
4—10-3
2—10-3
12—10-3
6—10-3
4—10-3
7—10-3
Tabla. 2.3. Valores aproximados para el camino libre medio (cm—mbar) para algunas moléculas.
Vemos que en el caso del CO2, con presiones del orden 10-7 mbar el camino libre
medio sería de 400 m, lo que significa que, en condiciones de HV, las moléculas
chocan primero con las paredes de la cámara antes que entre ellas.
El valor de λ nos determina el tipo de flujo gaseoso con el que estamos trabajando. Así
si llamamos “d” al diámetro del contenedor, tenemos distintos regímenes:
1.-Flujo viscoso: Típico de la región de vacío bajo. En este flujo
λ << d.
1.a.-Flujo turbulento: domina un movimiento desordenado y con remolinos.
1.b.-Flujo laminar: deslizamiento de capas gaseosas entre sí.
2.-Flujo Knudsen: Vacío medio. Transición del flujo laminar al molecular.
3.-Flujo molecular: Alto y ultra-alto vacío.
λ ∼ d.
λ >d.
2.2.2 Bombas de vacío
Para obtener presiones menores que la atmosférica se utilizan las llamadas bombas de
vacío. Existe una gran diversidad de bombas de vacío que pueden clasificarse bien
según el principio con el que operan; o bien, según el rango de vacío con el que
trabajan con efectividad dependiendo del régimen que se tenga (Figura 2.1).
Por el orden de intervención en régimen de trabajo, las bombas se clasifican en:
a) Bomba de vacío preliminar (hasta 10-3 mbar – flujo viscoso): son bombas de
desplazamiento positivo o mecánicas que transportan el gas con la ayuda de paletas,
pistones y otros dispositivos y lo expulsan a la atmósfera. Se utilizan para alcanzar un
vacío primario antes de activar otro tipo de bombas que consiguen un vacío inferior.
Ejemplo: bombas mecánicas o rotativas.
En la Figura 2.2 se muestra un esquema de este tipo de bomba. La misma consta de un
estator o cuerpo externo, en cuyo interior se encuentra un par de paletas que giran por
la acción de un rotor y que están siempre en contacto con las paredes de la bomba. Al
girar excéntricamente el cilindro interior, el gas es “aspirado” del recinto donde se
hace el vacío; a continuación se comprime con la disminución de volumen entre el
cilindro móvil y el estator fijo y, finalmente, se expulsa a la atmósfera.
Capítulo 2
55
56
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Figura 2.1. Clasificación de las bombas de vacío según el principio con el que operan
(arriba) o según el rango de vacío en el que se utilizan (abajo). (Fuente: Umrath, W. et al.,
2000).
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Puerto de descarga
Puerto al vacío
Recipiente
Válvula de descarga
Aceite
Rotor
Paleta
Estator
Figura 2.2. Esquema de las distintas partes de una bomba rotativa.
(Fuente: Umrath, W. et al., 2000).
b) Bombas de vacío elevado (< 10-3 mbar – flujo molecular): son bombas de arrastre
molecular. Ejemplo: bomba turbomolecular, de difusión y criobomba.
Una bomba turbomolecular está constituida por una
turbina o motor con álabes o paletas que se mueven
Turbina o
motor
a unas 60.000 r.p.m. mediante un rotor (Figura 2.3).
Su
funcionamiento
se
basa
en
la
velocidad
direccional suministrada a las moléculas del gas a
succionar
a
consecuencia
de
los
choques
producidos en las paletas en movimiento.
El objetivo de los álabes rotantes de la turbina es
Paletas o
álabes
modificar la trayectoria de las moléculas de gas,
para lograr un flujo macroscópico en la dirección de
bombeo (o sea, hacia afuera de la cámara de vacío).
Se trata de conseguir que el movimiento de las
Figura 2.3. Esquema de una bomba
turbomolecular. (Serra, 2009).
moléculas no sea aleatorio, sino que exista una
tendencia a moverse en una dirección en particular.
Otro tipo de bombas de vacío elevado serían los criostatos que actúan como si fueran
criobombas. Éstos utilizan el hecho de que al tener en un volumen cerrado, por
ejemplo en una cámara de vacío, una superficie a muy baja temperatura (algunas
decenas de grados Kelvin), sobre ésta se deposita parte de las moléculas existentes en
dicho volumen. Este “pumping effect” tiene como resultado final, que cierto número de
moléculas han sido eliminadas del ambiente, con lo que la presión de la cámara
disminuye.
Capítulo 2
57
58
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.2.3 Sensores de presión
Para medir el vacío en un sistema se utilizan dispositivos en los que se hace uso de
alguna propiedad que varíe con la presión del gas. De nuevo, existe una gran variedad
de sensores según el rango de presión donde operan con eficiencia (Figura 2.4).
Figura 2.4. Clasificación de los sensores de vacío según el rango de vacío en el que operan
(Fuente: Umrath, W., et al., 2000).
Otro factor importante es si existe o no, dependencia entre la presión que miden y el
tipo de gas. Atendiendo a este hecho, se tienen dos tipos de sensores:
•
Directos: son aquellos que, por definición, miden la presión como la fuerza que
actúa en una unidad de área. De acuerdo con la teoría cinética de los gases,
esta fuerza depende sólo del número de moléculas por unidad de volumen y de
la temperatura pero no de su masa molar. Por tanto su medida es
independiente del tipo de gas. Entre ellos destacaremos los sensores
capacitivos que consisten en un diafragma muy fino que forma parte de la
pared del sistema de vacío. Cuando varía la presión, la posición del diafragma
cambia respecto de una placa fija enfrentada a la anterior formando, por tanto,
un condensador variable cuya capacidad varía con la presión.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Indirectos: son aquellos en los que la presión se determina mediante la
dependencia de la densidad volumétrica del gas con alguna propiedad
intrínseca del mismo: conductividad térmica, probabilidad de ionización,
conductividad eléctrica, etc. Estas propiedades dependen de la masa molar, por
lo que la medida de la presión depende del tipo de gas. De este tipo son, por
ejemplo, los fundamentados en la medida de:
i) La conductividad térmica: se basan en el
cambio de resistencia de un filamento con
la temperatura y, por tanto, con la presión.
Pertenece a esta familia el medidor Pirani,
en el que se mide la temperatura de un
filamento sensor (de 0,5 mm de diámetro)
hecho de un metal con alto coeficiente de
variación
de
la
resistencia
con
la
temperatura.
En el Pirani, el filamento se introduce en una
ampolla que está abierta para conectarse a
Fig. 2.5. Esquema de los distintos
elementos de un sensor Pirani.
(Serra, 2009).
la presión, configurando, junto a otras
resistencias un puente de Wheatstone (ver Figura 2.5). Al disminuir la
presión aumenta la temperatura del filamento, con lo que aumenta su
resistencia, desequilibrando el puente de Wheatstone. Cambiando el valor
de la resistencia variable para equilibrar el puente, se puede conocer el
valor de la presión en el sistema de vacío.
ii)
La ionización: Se basan en la ionización de las moléculas del gas cuya
presión queremos medir. En este grupo se encuentran el cátodo frío
(Penning) y el cátodo caliente (Bayard-Alpert). En nuestro caso vamos a
tratar con más detenimiento éste último debido a que es el que utilizamos
en nuestro laboratorio (Figura 2.6).
Fig. 2.6. Izquierda: esquema de un sensor tipo Bayard-Alpert.
Derecha: fotografía de dichos elementos. (Serra, 2009).
Capítulo 2
59
60
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Consta de un filamento de material termoiónico (A) que es calentado
óhmicamente y que actúa como cátodo; una rejilla (B) conectada a un
potencial alto que funciona como ánodo y un colector de cargas positivas
(C). Su funcionamiento se basa en que el calentamiento del filamento
termoiónico libera electrones que son acelerados por la diferencia de
potencial existente hacia la rejilla (mantenida a un potencial V+). Éstos
difícilmente chocan contra ella debido a su pequeña superficie y, en lugar
de ello, oscilan varias veces a su alrededor hasta chocar finalmente con
ella. En ese tiempo producen la ionización de algunas de las moléculas de
gas de la zona interior que son recogidas por un colector que está
mantenido a un potencial V-, dando lugar en el colector a una corriente
positiva mensurable. Evidentemente dicha corriente está relacionada, entre
otros parámetros, con la presión en la zona, ya que al aumentar la presión
(y por tanto el número de moléculas en la zona) aumentará la probabilidad
de que cada electrón forme un ion.
En nuestro caso, disponemos de un sensor que combina un Pirani y un Bayard-Alpert,
actuando uno u otro automáticamente cuando las condiciones de presión son las
adecuadas.
2.3
2.3. INTRODUCCIÓN A LAS TÉCNICAS CRIOGÉNICAS
Las temperaturas criogénicas se consiguen mediante dispositivos denominados
criostatos. Existen diferentes tipos de criostatos, siendo el refrigerador criogénico
usado el que establece la diferencia. En nuestro caso utilizamos un criostato de ciclo
cerrado de helio.
Para conseguir estas bajas temperaturas los criostatos realizan distintos ciclos
termodinámicos, siendo el ciclo de Gifford-McMahon el que más se ha desarrollado.
En la Figura 2.7 puede verse una fotografía de los distintos elementos que forman el
criostato de ciclo cerrado de He tipo “cold-head” de dos etapas que es el que
utilizaremos en nuestra disposición experimental. Este tipo de criostato consiste en
dos etapas de compresión refrigeradoras que siguen, como hemos dicho, un ciclo de
Gifford-McMahon (Gifford y McMahon, 1959). Se trata de un proceso análogo al que
emplean los frigoríficos comunes: un fluido a una temperatura inicial es comprimido;
el calor de compresión se extrae mediante intercambiadores de calor refrigerados por
aire, y el fluido es expandido lo cual produce una bajada de la temperatura. Las dos
etapas están conectadas en serie, consiguiéndose reducir la temperatura del hielo
hasta unos 35 K en la primera y unos 10 K al final de la segunda. En la Figura 2.8 se
muestra un esquema del diseño de nuestro criostato “cold-head” de dos etapas.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
61
Fig. 2.7. Fotografía de los distintos elementos que forman un criostato de
ciclo cerrado de He tipo “cold-head” de dos etapas: una unidad compresora
(1), que está unida por unas líneas flexibles de presión (2) a la criobomba (3).
(Fuente: Umrath, W. et al., 2000).
Motor del cold- head
Válvula para el medidor de presión
Válvula de control
Disco de control
Volumen de control
Pistón de control
Cámara para la medida de la
presión
Conexiones eléctricas
Conexión del He a alta presión
Conexión del He a baja presión
Cilindro de la 1ª etapa de compresión
Separador de la 1ª etapa de compresión
Regenerador de la 1ª etapa de compresión
Volumen de expansión de la 1ª etapa
1ª etapa fría
Cilindro de la 2ª etapa de compresión
Separador de la 2ª etapa de compresión
Regenerador de la 2ª etapa de compresión
Volumen de expansión de la 2ª etapa
2ª etapa fría
Fig. 2.8. Esquema del diseño de nuestro criostato de ciclo cerrado de He tipo “cold-head” de dos
etapas. (Fuente: Umrath, W. et al., 2000).
Capítulo 2
62
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En el interior del “cold head” un cilindro divide el volumen mediante un separador en
dos volúmenes: V1 y V2. Durante todo el proceso V1 está a una temperatura superior
que V2. El separador se mueve y el gas es forzado a pasar por el regenerador situado
en el interior del separador. Este regenerador posee una gran superficie de
intercambio y funciona como un intercambiador de calor dentro del ciclo. En la Figura
2.9 se presenta un esquema de los cuatro pasos de una etapa compresora tipo “coldhead” que opera según el ciclo de Gifford-McMahon.
Paso 1. El separador (displacer)
está a la izquierda, V2 (donde se
producirá la baja temperatura)
tiene un tamaño mínimo. La
válvula N permanece cerrada y
la H abierta. El gas a presión pH
pasa a través del regenerador
(regenerator) a V2, donde el gas
se calienta debido al aumento
de presión en V1.
Paso 2. La válvula H permanece
abierta y la N cerrada. El
separador se mueve hacia la
derecha y expulsa el gas de V1
hacia
V2
mediante
el
regenerador por lo que se
enfría. En este paso V2 tiene su
volumen máximo.
Paso 3. La válvula H permanece
cerrada y la N (conectada a la
baja presión) abierta. El gas
pasa de un valor de alta presión
PH hasta el de baja presión por
lo que se enfría. Este proceso
elimina el calor de la zona
transportándolo
con
la
expansión de gas al compresor.
Paso 4. Con válvula N abierta el
separador se mueve hacia la
izquierda; el gas pasa desde
V2,máx a través del regenerador
(enfriándose), hacia V1 y al
depósito de baja presión,
completándose el ciclo.
Fig. 2.9. Esquema de las distintas fases del proceso de refrigeración de una etapa de compresión “cold
head” que opera según el ciclo de Gifford-McMahon. (Fuente: Umrath, W., et al., 2000).
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.4
2.4 DESCRIPCIÓN DEL
DEL APARATO EXPERIMENTAL
2.4.1 Cámara de alto vacío
El componente principal de nuestro sistema experimental es una cámara de alto vacío
(P ∼ 10-7 mbar) de aluminio de unos 2 litros de capacidad (ver Figura 2.10) con seis
aberturas: una en la parte superior de la cámara para la conexión de las bombas; dos
se utilizan para distintas conexiones (usualmente una para la entrada de gases y otra,
mediante una conexión tipo “T”, para conectar un espectrómetro de masas a un
extremo y un conjunto de bombas turbomolecular y rotativa al otro); las tres restantes
disponen de ventanas de suprasil que nos permiten, por ejemplo, el paso de los haces
láseres para medir el espesor del depósito por interferometría como se verá más
adelante.
Ventanas de suprasil
Localización de la
abertura utilizada
para la conexión de
las bombas
Localización de la
abertura utilizada
para la conexión tipo
“T”
Localización de la
abertura utilizada
para la conexión de
entrada de gases
Fig. 2.10. Fotografía de la cámara experimental
de HV utilizada en nuestros experimentos.
La cámara tiene conectada un sistema de bombas rotativa (Leybold Trivac 16B) y
turbomolecular (Leybold Turbovac 50), que junto al criostato que actúa como una
criobomba (Figura 2.11), consiguen obtener una presión menor de 10-7 mbar medida
mediante un sensor (Leybold ITR90 IONIVAC Transmitter, con el 5 % de precisión), que
combina un detector de ionización de cátodo caliente Bayard-Alpert y un sensor Pirani
(Figura 2.12).
Capítulo 2
63
64
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 2.11. Fotografía de la cámara abierta con el escudo de
radiación (camisa fría)
que al estar a unos 50 K cuando el
criostato está funcionando, actúa como criobomba.
Fig. 2.12. Fotografía de la localización del sensor ITR90 IONIVAC Transmitter en nuestra
disposición experimental.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En el interior de la cámara está colocado un portamuestras de aluminio (ver Figura
2.13), puesto en contacto térmico con la segunda fase de un criostato de ciclo cerrado
de He (Leybold vakuum Coolpak Gmbh 4000) que opera según el principio GiffordMcMahon, que constituye el llamado dedo frío (a unos 5 cm de las paredes), y
mediante el cual y en dos etapas de compresión, se consigue que la temperatura al
final de la segunda etapa sea del orden de 10 K.
1ª etapa
2ª etapa
Dedo frío
QCMB
Portamuestras
Fig. 2.13. Fotografía de la cámara abierta en la que se puede apreciar distintos componentes.
En contacto con el portamuestras se localiza la QCMB sobre la que se medirá la masa
depositada. Sus características y su funcionamiento se tratarán más adelante.
2.4
2.4.2 Precámara
Para preparar el gas (o los gases en caso de estudiar una mezcla) se tiene una cámara
de
vacío
adicional
denominada
precámara
(Figura
2.14).
Ésta
consiste,
fundamentalmente, en un tubo de aluminio con conexiones a los contenedores de los
distintos gases que se utilizan en el laboratorio, sensores de presión, conexiones a las
bombas y a la cámara de HV. Su capacidad, por tanto, varía dependiendo del número
de conexiones que se tengan, pero un valor medio usual puede ser unos 1,8 litros.
Capítulo 2
65
66
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Al grupo
turbo
Válvula de
guillotina
Fig. 2.14. Vista frontal de la precámara
Antes de introducir el gas (o los gases) en la precámara y con el fin de limpiarla, ésta
se conecta a un grupo turbo mediante una válvula de guillotina (VAT Vakuumventile
AG CH9469).
Para preparar una mezcla se introducen los gases sucesivamente, incorporando en
primer lugar el que se vaya a preparar en menor porcentaje. La proporción de cada gas
se obtiene a partir de su presión parcial, medida con un sensor capacitivo Ceravac CTR
90 (Leybold Vacuum) cuya precisión es del 0,2 %. El caudal del gas de la precámara a la
cámara de vacío para su depósito se controla mediante una válvula de aguja (Leybold
D50968) que regula el gas entrante (Figura 2.15).
Válvula de aguja
Sensor Ceravac
Precámara
Fig. 2.15. Localización de la válvula de aguja y del sensor capacitivo Ceravac.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.4
2.4.3. Controlador de temperatura
La temperatura en la muestra (QCMB) se puede modificar mediante un controlador de
temperatura ITC 503S (Oxford Instruments) que regula el paso de corriente por una
resistencia (Figura 2.16) que está colocada al final de la segunda etapa del criostato.
Durante todo el experimento, la temperatura deseada se alcanza mediante el balance
entre la absorción de calor del criostato y el calor producido por dicha resistencia por
efecto Joule. En estas condiciones, se consigue una temperatura regulable en un
intervalo entre 10 y 300 K.
Fig. 2.16. Fotografía del controlador de temperatura ITC 503S.
Esta temperatura se mide mediante dos diodos de SiO2 (Scientific Instruments): uno
está localizado junto a la QCMB y es el que está controlado por el ITC 503S; el otro
sensor, se localiza al final de la segunda etapa del criostato sobre el borde de la
muestra (ver Figura 2.17) y sirve para caracterizar la temperatura cuando nos alejamos
del punto controlado, sobre todo a partir de valores menores de 20 K, ya que a partir
de estas temperaturas existen diferencias de hasta 2 – 3 K entre las lecturas de ambos
diodos.
Fig. 2.17. Esquema de la disposición experimental de la resistencia y los diodos de SiO2.
Capítulo 2
67
68
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.4
2.4.4. Microbalanza
Microbalanza de cristal de cuarzo
Las QCMB es, básicamente, un sensor que mide con precisión pequeños cambios de
masa (del orden de las decenas de nanogramo por centímetro cuadrado). Su
funcionamiento está basado en un cristal piezoeléctrico que oscila a su frecuencia de
resonancia. Debido a los cambios en dicha frecuencia de resonancia cuando se
deposita (o se elimina) una cantidad de sustancia, se puede obtener la masa
depositada (o eliminada). Una descripción más detallada sobre su funcionamiento se
verá más adelante.
El esquema del sistema para medir la masa, basado en una QCMB, se representa en la
Figura 2.18 y contiene los siguientes componentes:
Un cristal de cuarzo recubierto de oro, montado sobre el portamuestras en el
interior de la cámara de HV. Este cristal constituye parte de un circuito
oscilador, teniendo una frecuencia de resonancia propia (∼5 MHz).
Un frecuencímetro implementado por nuestro grupo.
Un software basado en Labview desarrollado por nuestro grupo (Domingo et
al., 2007) para la recogida de datos.
Hilo de
conexión
Circuito oscilador
Hilo de masa
Frecuencímetro
Ordenador
Fig. 2.18. Esquema experimental para la medida de la masa empleando una microbalanza de cuarzo.
2.4
2.4.5 Sistema de interferometría láser de doble ángulo
El espesor de la muestra se obtiene mediante interferencia en películas delgadas
(Domingo, 2003). Hay dos posibilidades para ello: la primera es mediante un solo
láser, es más sencilla pero tiene el inconveniente de que es necesario conocer el índice
de refracción del material que se está depositando y este dato es desconocido para la
mayoría de hielos a muy bajas temperaturas y totalmente desconocido para el caso de
mezclas; la segunda (utilizada en esta tesis) es empleando dos láseres y, al contrario
que la anterior, no es necesario conocer el índice sino que se obtiene como resultado
del experimento.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
69
Esta técnica se basa en que al hacer incidir dos haces láser He-Ne de λ = 632,8 nm
(0,5 mW) a ángulos diferentes (α y β) sobre una muestra durante su depósito (ver
Figura 2.19), cada uno de ellos se verá afectado por una reflexión y una refracción al
encontrarse con la primera superficie. Los rayos refractados experimentarán también
una reflexión en la segunda superficie (la QCMB, que al estar formada por oro y ser
opaca a esa longitud de onda impedirá una nueva refracción) y seguidamente, una
nueva refracción en la parte superior de la muestra. La intensidad resultante de su
superposición es captada mediante fotodetectores, obteniéndose dos patrones
interferométricos (uno por cada láser).
En nuestra disposición experimental, cada láser atraviesa dos ventanas de suprasil
antes de llegar a los fotómetros. Cada uno de estos fotómetros está formado por un
fotodiodo BPW21 conectado a un software de adquisición de datos programado en
Labview que reúne simultáneamente las señales de los fotómetros, la QCMB y la
temperatura. Una vez que la figura de interferencia es monitorizada, mediante una
serie de cálculos, que se detallarán en un apartado posterior, es posible obtener el
valor del índice de refracción y el espesor del material depositado sobre la QCMB.
Fotodetector 1
Haz 1
β
α
Haz 2
Fotodetector 2
Hielo depositándose
Ordenador
Substrato de Au (QCMB)
Fig. 2.19. Esquema del montaje experimental de la interferometría láser de doble ángulo para la
determinación de la parte real del índice de refracción y del espesor de la muestra. (Dibujo no a escala).
2.4
2.4.6 Espectroscopio
Espectroscopio de masas
En nuestro laboratorio la espectroscopia de masas se usa para conocer, de forma
instantánea y continuamente durante un experimento, la composición de los gases
presentes en la cámara de alto vacío. Para ello, contamos con un espectroscopio tipo
cuadrupolo AccuQuad Residual Gas Analyzer 100D conectado debajo de la cámara de
HV, a una de las partes de una conexión tipo “T” (ver Figura 2.20). Mediante su uso es
posible analizar moléculas cuya masa molecular esté entre 1 y 100 uma. Su resolución
es del orden de 0,5 uma y está diseñado para funcionar de manera óptima con
presiones menores a 10-4 mbar (en nuestro caso estamos tres órdenes de magnitud
por debajo).
Capítulo 2
70
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Espectrómetro de
masas
Fig. 2.20. Fotografía el espectrómetro de masas empleado en nuestro laboratorio,
conectado a la parte inferior de la cámara de alto vacío.
El espectrómetro tiene varios modos de operar. Entre ellos destacamos los de mayor
relevancia en nuestros experimentos:
•
Full scan: se trata de hacer un barrido desde 0 hasta 100 uma para detectar
todas las especies cuya masa molecular esté comprendida en ese intervalo. Este
full scan tiene una duración aproximada de un minuto y el resultado da el tanto
por ciento en volumen de cada especie presente en la cámara.
•
Specific scan: se trata de seleccionar previamente los valores de masa
molecular que queremos monitorizar. Con esta opción se mide la presión
parcial en la cámara de cada especie seleccionada. Este procedimiento es
mucho más rápido que el full scan, tardando unos 4 ó 5 segundos en obtener
una lectura cuando las especies seleccionadas no superan la decena.
El QMS está conectado a un ordenador que recoge los datos mediante un software RGA
para Windows proporcionado por el fabricante con el que es posible visualizar la
presión parcial de cada especie seleccionada en función del tiempo. De esta manera
podemos monitorizar la composición de las especies químicas presentes en la cámara
durante un experimento. Además, el programa nos permite guardar los ficheros con
esta información para su posterior análisis.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.5
2.5
DESCRIPCIÓN
DE
LA
CONFIGURACIÓN
Y
DEL
PROCEDIMIENTO EXPERIMENTAL EMPLEADOS
Pasamos a describir tanto la configuración como el procedimiento experimental
utilizado, antes de exponer cómo se obtienen los distintos parámetros de interés.
2.5
2.5.1 Configuración experimental
Los componentes básicos de la configuración experimental empleada para realizar los
experimentos se muestran en la Figura 2.21 y son los descritos anteriormente: un
sistema de alto vacío y bajas temperaturas, una microbalanza de cuarzo (QCMB), un
sistema de interferometría láser de doble ángulo y un espectrómetro de masas de
cuadrupolo (QMS).
Cuando se regula la temperatura del portamuestras al valor deseado, las moléculas de
gas procedente de la precámara pasan a través de la válvula de aguja y llegan a la
cámara, utilizando una de las seis aberturas existentes, (ver Figura 2.22) llenándola, y
se depositan sobre la QCMB. Este tipo de depósito se llama “background" debido al
hecho de que las moléculas alcanzan la QCMB desde todas las direcciones con igual
probabilidad.
Fig. 2.21. Esquema de la configuración experimental.
Capítulo 2
71
72
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Al fijar el valor de la presión del gas entrante en la cámara, la película crece con
velocidad constante, estando ésta monitorizada mediante la señal proporcionada por
la QCMB y los láseres. La presión en la precámara se mantiene constante para que no
varíe la velocidad de depósito; esto se consigue porque dicha presión se puede
controlar manualmente mediante un sensor (CERAVAC CTR90) de alta precisión.
Durante el depósito, se obtienen dos patrones interferométricos (uno por cada láser).
El software de adquisición de datos programado en Labview reúne simultáneamente
las señales de los fotómetros, la QCMB y la temperatura.
A la válvula de aguja
Turbo
Conexión de
entrada de gases
Al QMS
Fig. 2.22. Fotografía de la conexión de entrada de los gases a la cámara.
2.5
2.5.2 Procedimiento experimental
Para estudiar la capacidad de retención de volátiles por hielo de CO2, se realizaron
distintos experimentos de desorción para el CO2, CH4 y N2 puros y para mezclas
binarias CO2:N2 y CO2:CH4, depositadas en una proporción de 95:5. El objetivo de los
experimentos con las sustancias puras era obtener la temperatura a la que sublima5
cada una de ellas; mientras que en caso de mezclas, se intentaba comprobar si el CO2
(componente mayoritario) era capaz de retener a las moléculas de CH4 y N2
(componente minoritario) por encima de su temperatura de sublimación.
5
Aunque se hable de “temperatura de sublimación”, desde un punto de vista estricto, esta expresión debe tomarse en esta tesis como sinónima
de “temperatura de desorción” ya que termodinámicamente el concepto de temperatura de sublimación depende de la presión de equilibrio entre
la fase sólida y el ambiente considerando un sistema cerrado y, por tanto, no existe un valor único de la misma. Nuestras condiciones
experimentales están lejos de ser un proceso de equilibrio.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Las sustancias químicas que se han utilizado en los experimentos, así como su pureza,
han sido: CO2 – 99.998 (Praxair), CH4 – 99.9995 (Praxair) y N2 – 99.999 (Air Products).
En todos los casos (puros y mezclas), la presión total en la precámara fue fijada en 90
mbar. Con el fin de aislar la precámara de la parte del sistema que está en alto vacío y
del grupo turbo, se utilizaron dos válvulas de guillotina (VAT Vakuumventile AG,
CH9469) según se muestra en la Figura 2.23.
Conexión de entrada
de gases a la cámara
Válvula de aguja
Válvulas de guillotina
Precámara
Botellas con las distintas
sustancias químicas
Grupo turbo
Fig. 2.23. Vista de la precámara.
Para obtener la temperatura deseada y reducir la contaminación, el procedimiento
experimental que se sigue para enfriar el dedo frío es el siguiente: con el criostato
funcionando se conecta simultáneamente la resistencia a un cierto voltaje, de manera
que la temperatura en el dedo frío se mantiene constante en un valor de 200 K,
mientras que la primera etapa de compresión desciende hasta aproximadamente 50 K,
actuando como criobomba para los principales contaminantes (H2O y CO2).
Después de una hora, cuando la presión alcanza un valor alrededor de 5—10-8 mbar, se
desconecta la diferencia de potencial de la resistencia, con lo que se alcanza la
temperatura de depósito (15 K) en unos pocos minutos. Este procedimiento nos
permite asegurar que sólo se depositara sobre la superficie fría de la muestra una
cantidad insignificante de contaminantes si tenemos en cuenta que la duración de un
experimento típico es de unas 2 horas como máximo (Domingo et al. 2007 han puesto
un límite superior para el espesor de la capa de contaminación de ∼40 nm).
Capítulo 2
73
74
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Una vez que se alcanza la temperatura de depósito y con la válvula de aguja fija en un
valor (su abertura ha sido la misma todos los experimentos de esta tesis), se abrie la
válvula de guillotina que conecta la precámara con la entrada de gases a la cámara y
los gases llenan la cámara manteniendo el sistema de bombeo funcionando. De este
modo, las moléculas rellenan la cámara al azar y se depositan en la QCMB (en modo
background). La cantidad de depósito debe ser suficiente para asumir que la parte del
depósito debido a la contaminación sea insignificante y que, durante su desorción, no
saturare el QMS (lo hace en 10-4 mbar).
En todos los casos, mediante un experimento adicional con un tiempo de depósito
largo (alrededor de 2 horas), se obtuvo que la velocidad de depósito de hielo estuvo
alrededor de 1,0 •m—h-1 (con lo que en los experimentos mostrados en esta tesis,
estamos con valores del grosor de la película de unos 0,10 •m).
Una vez se realiza el depósito, se procede a calentar la muestra a una velocidad
constante (1 K min-1) con el sistema de vacío trabajando continuamente. Las moléculas
desorbidas durante el calentamiento son detectadas con el QMS, y la masa se mide con
la señal de la QCMB a partir de la variación en su frecuencia como veremos en el
apartado siguiente.
2.6
2.6 TÉCNICAS EXPERIMENTALES EMPLEADAS
Una vez descritos los componentes, la configuración y el procedimiento experimental
utilizado, vamos a analizar cómo se calculan los distintos parámetros buscados: la
interferometría láser de doble ángulo nos permitirá obtener el valor del índice de
refracción y del espesor de la muestra depositada; la QCMB nos proporcionará la masa
depositada, con lo que combinando este dato y el espesor obtendremos la densidad de
la muestra; por último el QMS controlará la composición cualitativa de los gases
presentes. Pero además, el controlador de temperatura nos permitirá aumentar la
temperatura de la muestra de forma controlada (a velocidad de calentamiento
constante), pudiendo estudiar la desorción del depósito.
2.6.1 Obtención del índice de refracción y del espesor del depósito
El
índice
de
refracción
y
el
espesor
del
depósito
se
obtendrán
mediante
interferometría. Como se ha dicho en el apartado 2.4.5, obtener el espesor empleando
un solo láser tiene el inconveniente de que se necesita disponer del valor del índice de
refracción, que no se conoce.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
A continuación se va a describir una técnica que permite calcular el espesor y el índice
de refracción del hielo depositado, mediante un esquema experimental en el que se
utilizan dos láseres con diferentes ángulos de incidencia α y β sobre la película (ver
Figura 2.24).
El procedimiento se base en hacer hace incidir dos haces láser He-Ne de λ = 632,8 nm
(0,5 mW) con ángulos diferentes (α y β) sobre una muestra de espesor “ d ” e índice de
refracción “ n ” (ver Figura 2.19).
Al encontrarse con la primera superficie, sufrirán una reflexión y una refracción. Los
rayos refractados al encontrarse con la segunda superficie (QCMB), experimentarán
sólo una reflexión ya que, al ser ópticamente gruesa, se impedirá una nueva
refracción. A continuación, los rayos reflejados sobre la superficie de oro, sufrirán una
nueva refracción en la parte superior de la muestra.
Rayo 2
Rayo 1
no
d
n
Figura 2.24. Esquema de rayos de los dos láseres.
Si aplicamos la ley de Snell, por ejemplo, al Rayo 2 tenemos:
no·senα = n·senθ α
Podemos poner el ángulo de refracción “θα” en función del de incidencia “α”. Así,
suponiendo
n o =1 se tendrá: senθ α =
senα
n
Aplicando que sen θ α + cos θ α = 1 finalmente queda:
2
2
cosθ α = 1 −
sen 2 α
n2
Capítulo 2
75
76
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Si tenemos en cuenta las dos primeras reflexiones y queremos obtener la diferencia de
fase, basta calcular la diferencia de caminos ópticos (Casas, J., 1985). Para ello se
consideran las ondas representadas por los rayos
AI1 B y AI 1 I 1' I 2 C (Figura 2.25).
Teniendo en cuenta que a partir del frente de onda común
ninguna diferencia de camino y que hasta el punto
I 2 E ya no se produce
I 1 (donde se produce la división)
llegan en fase, la diferencia de caminos recorridos será
I 1 I 1' I 2 − I 1 E .
d
θα
Figura 2.25. Esquema para las dos primeras reflexiones.
A la cual le corresponderá una diferencia de caminos ópticos ∆ de valor:
(
)
∆ = n· I 1 I 1' + I 1' I 2 − n0 I 1 E
donde “ n ” es el índice de refracción del depósito y
n 0 = 1 , el del vacío. Como
I 1 E = nI 2 F , se puede escribir:
(
)
∆ = n· I 1 I 1' + I 1' F = nDF = nI 1 D cos θ α = 2nd cos θ α
Donde “ θα ”es el ángulo de refracción.
A esta ∆ le corresponde una diferencia de fase: δ =
Con
λ 0 la longitud de onda del rayo.
Capítulo 2
2π
4π
∆=
nd cos θ α
λ0
λ0
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Se producirá una interferencia constructiva cuando “ δ “ sea un múltiplo entero de 2π,
por lo que:
2mπ =
4π
nd cos θ α
λ0
m = 1,2,...
De la expresión anterior podemos despejar el espesor: d =
mλ0
2n cos θ α
Por lo que, para el Rayo 2, el espesor depositado en el transcurso de dos máximos
consecutivos será:
dα =
λ
=
2n cos θ α
λ
2n 1 −
sen 2 α
n2
Para calcular el índice de refracción “ n ”, se realiza de forma simultánea un montaje
igual al anterior con otro láser y empleando un ángulo de incidencia diferente “β”,
obteniéndose, siguiendo el mismo procedimiento, que el espesor depositado en el
transcurso de dos máximos consecutivos vendrá dado por la expresión:
dβ =
λ
=
2n cos θ β
Si dividimos ambos espesores tenemos:
 dα

d
 β
λ
2n 1 −
sen 2 β
n2
1−
sen 2 β
n2

2n cos θ β
λ
=
=
 2n cos θ
λ
sen 2 α
α

1−
n2
Por otra parte, para cada láser se puede escribir una ecuación que relaciona la
variación de espesor “ d ” entre dos máximos de la curva de interferencia, el tiempo
“ T ” transcurrido entre ellos y la velocidad de depósito “ v ”:
d α = v·Tα
d β = v·Tβ
Debido a que la velocidad de depósito es única, el término
dα
es igual al valor del
dβ
cociente entre periodos de las dos curvas de interferencia
Tα
. Donde Tα y Tβ son,
Tβ
respectivamente, el valor del período del haz 2 y del haz 1, obteniéndose de las curvas
de interferencia (ver Figura 2.26), midiendo, para cada haz, el tiempo transcurrido
entre mínimos (o máximos) y promediándolos, tomando este último valor como el
valor del período de ese haz.
Capítulo 2
77
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
sin 2 β
2
n2
Llamando “ γ ” a dicho cociente, se puede escribir: γ =
sin 2 α
1−
n2
1−
Laser1
Laser2
5000
6000
7000
8000
9000
10000
T2
11000
T2
4950000
49.2
4945000
4940000
48.6
4935000
48.3
Frecuencia (Hz)
48.9
Frequency (Hz)
Photometer signal (a.u.)
49.5
Señal del fotómetro (u. a.)
78
4930000
T1
T1
48.0
4925000
5000
6000
7000
8000
9000
10000
11000
Tim e (s)
Tiempo (s)
Figura 2.26. En rojo y en negro: curvas de interferencia que se obtienen con los
láseres con el montaje de la Figura 2.29. En azul: valor de la frecuencia.
Expresión que nos permite obtener el valor de “ n ” en función de los ángulos de
incidencia y del cociente de periodos:
n2 =
sin 2 β − γ 2 sin 2 α
1−γ 2
Conocido el valor de “ n ”, es posible conocer el espesor de la capa depositada
siguiendo el siguiente procedimiento:
•
Se calcula la expresión del espesor de una franja:
d=
•
λ
2·n·cos θ
siendo
1
n


θ = arcsen senβ 
El espesor se obtiene directamente multiplicando d =
λ
2·n·cos θ
por el número
de franjas observadas en el patrón de interferencia durante el tiempo de
depósito (marcado por la frecuencia tal y como podemos observar en la línea
azul de la Figura 2.26).
Conocido el espesor depositado se puede obtener su densidad, conociendo la masa
por unidad de área que se ha depositado con la QCMB, como veremos a continuación.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.6
2.6.2 Obtención de la variación de masa por unidad de área
Como hemos visto en el apartado 2.4.4, una QCMB es un dispositivo capaz de medir
cuantitativamente cambios de masa que tienen lugar sobre su superficie del orden de
decenas
de
nanogramos
por
centímetro
cuadrado.
Para
ello,
aprovecha
las
propiedades piezoeléctricas del material con el que está construido, en nuestro caso,
el cuarzo.
Los primeros estudios de estas propiedades datan de 1880, cuando Jacques y Pierre
Curie descubrieron que al aplicar una tensión mecánica sobre la superficie de
diferentes cristales, entre ellos el cuarzo, se origina una diferencia de potencial a
través del cristal, cuya magnitud es proporcional a la tensión aplicada (Curie y Curie,
1880). Este comportamiento se denominó efecto piezoeléctrico.
La respuesta del porqué de este tipo de comportamiento la tenemos que buscar en la
estructura del material en cuestión, ya que sólo se produce en los llamados acéntricos,
es decir, en los que cristalizan en grupos espaciales que no tienen definido un centro
de simetría. Un cristal de un material acéntrico posee un eje polar debido a los dipolos
asociados a la disposición de los átomos en la red cristalina. Así, la tensión aplicada
provoca un desplazamiento de los átomos del cristal y, por tanto, de los dipolos,
generándose una diferencia de potencial.
También existe el efecto piezoeléctrico inverso, es decir, al aplicar una diferencia de
potencial a un cristal piezoeléctrico se producen en él tensiones mecánicas que dan
lugar al desplazamiento de partículas y a la aparición de ondas mecánicas. Este efecto
es el principio teórico del funcionamiento de la QCMB.
Una QCMB consiste en un cristal de cuarzo muy fino con un corte cristalográfico
determinado (normalmente para nuestra frecuencia de resonancia se trata de un corte
del tipo AT, que significa un corte con 35º de inclinación con respecto al plano XZ del
cristal), sobre el que se ha depositado, por ambas caras, dos recubrimientos metálicos
(en nuestro caso oro) que actúan como electrodos y donde se conectan los hilos de
conexión (ver Figura 2.27). De esta manera, al aplicar un potencial eléctrico a través
del cristal de cuarzo, éste experimenta una deformación en la dirección de cizallado
que es proporcional al potencial aplicado. Debido a la simetría del cristal, esta
deformación será igual y de dirección inversa, a la que resultaría al aplicar un potencial
de polaridad opuesta. Por lo tanto, si se aplica al cristal un potencial alterno, se
produce un movimiento vibracional cuya amplitud es paralela a la superficie del cristal
y que da lugar a una onda mecánica que se propaga hacia adelante y hacia atrás a
través del grosor del cristal,
d , reflejándose en su superficie.
Capítulo 2
79
80
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Figura 2.27. Fotografía de la QCMB usada.
La frecuencia de la onda acústica resonante,
f0 =
f 0 , viene dada por la expresión:
µ
v tr
=
2d 2 d · ρ
Donde:
•
v tr es la de propagación de la onda en el cristal de cuarzo de corte AT
(3,34—104 m s-1).
•
µ es el módulo de cizalla del cristal de cuarzo de corte AT (2,947—1010 N m-2).
•
ρ es la densidad del cuarzo (2,648 g m-3).
Se asume que la velocidad de la onda en el cuarzo y en los electrodos es la misma y
aunque esto no es rigurosamente cierto, cuando se trata de electrodos muy finos (de
menos de 1 mm), el error que se introduce con esta aproximación es despreciable.
Al estar situado el depósito en un antinodo, la onda acústica se propaga a través de la
interfase situada entre el cristal y la capa de material depositado en su superficie,
haciendo que las propiedades mecánicas del material depositado no influyan.
Esto significa asumir que la velocidad de la onda en el depósito y la densidad del
material depositado son idénticas a las del cuarzo, es decir, que se puede considerar el
material depositado como una extensión del cristal. Esta aproximación, en general, se
considera válida siempre que el grosor del material depositado sea inferior al 2 % del
grosor del cristal de cuarzo o que la masa depositada sea inferior al 5 % de la masa del
cristal, lo cual es asumible en nuestras condiciones experimentales. De esta manera,
un cambio en el grosor del material depositado es equivalente a un cambio en el
grosor del cristal,
∆d , y, por consiguiente, un cambio en la frecuencia de resonancia,
∆f . Veamos este proceso con más detalle:
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En la Figura 2.28a) se presenta
a)
el modo de vibración de un
cristal de cuarzo de masa
grosor
Mc y
Dirección de
la oscilación
81
Mc
dc
d c . Asumiendo que se
genera una onda estacionaria,
su longitud de onda es
λ = 2d c
b)
y la velocidad con la que se
propaga será:
d (d c )
Dirección de
la oscilación
Mc
dc
v tr = λ· f 0
Siendo
f 0 la frecuencia de
resonancia del cuarzo. Con ello:
c)
v
f0 =
= tr
λ 2d c
Película depositada
Mp
dp
v tr
Dirección de
la oscilación
Mc
dc
Cuando el grosor del cristal varía
infinitesimalmente
en
d (d c ) ,
Figura 2.28b), se produce una
variación
de
resonancia
la
frecuencia
de
Figura 2.28: a) Esquema del cristal de cuarzo con su
modo de vibración. b) Espesor adicional de cuarzo. c) El
cuarzo con el hielo depositado.
f 0 de valor:
df 0 = −
v tr d (d c )
2d c2
Dividiendo las dos últimas ecuaciones, se tiene la relación entre variaciones de
frecuencia y de grosor:
df 0
d (d c )
=−
f0
dc
Esta última expresión pone de manifiesto que un aumento del grosor (masa) produce
una disminución de frecuencia. Si esta ecuación se expresa en función de la masa total
M c y de su cambio dM c se tendrá:
df 0
dM c
=−
f0
Mc
En nuestros experimentos esta variación de masa es consecuencia del depósito de
moléculas de gas. Por lo tanto, estamos realizando la aproximación de que el gas se
distribuye uniformemente sobre la superficie del cuarzo formando una película
delgada de masa M p .
Capítulo 2
82
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Por otra parte
Siendo
df 0 debe escribirse: df 0 = f p 0 − f 0
f p 0 la frecuencia de resonancia del cuarzo tras realizar el depósito y
dM c = M p . Con estas consideraciones podemos escribir la ecuación anterior de la
siguiente manera:
f po − f 0
=−
f0
Mp
Mc
Si introducimos la masa de la película y la masa del cuarzo por unidad de área:
mp =
la ecuación anterior queda:
De donde:
mp = −
Mp
mc =
Área
f po − f 0
f0
=−
Mc
Área
mp
mc
mc ( f po − f 0 )
f0
Si aceptamos, que tanto la película depositada como el cristal de cuarzo, poseen una
ρp
densidad uniforme de valor
ρc
y
respectivamente y que la velocidad de
propagación es la misma en los dos medios, obtenemos:
ρc =
Mc
m
= c
Área·d c d c

v  ρ ·v
mc = ρ c ·d c = d c = tr  = c tr
2 f0 
2 f0

→
Entonces el valor de la masa de la película depositada por unidad de área queda:
mp = −
mc ( f po − f 0 )
f0
=−
ρ c v tr ( f po − f 0 )
2 f 02
2 f 02
Si definimos la constante C como: C =
tenemos que la expresión que nos da
ρ c ·v tr
la masa de la película depositada se puede escribir como:
mp = −
Si denominamos
(f
p0
− f0 )
C
∆f = ( f p 0 − f 0 ) , tenemos que:
∆f = −C·m p
Expresión conocida como ecuación de Sauerbrey y que es la relación fundamental de
los sensores piezoeléctricos (Sauerbrey, 1959).
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
De esta manera, determinando la constante C , podemos averiguar la masa depositada
para una determinada variación de frecuencia. En nuestro caso, para la QCMB
1
disponible, el valor de C es de
15,4
Hz·cm 2
ng
.
2.6.3 Obtención de la densidad del depósito
Una vez calculado el valor de la masa por unidad de área depositada “ m p ” (g/cm2)
(explicado en el apartado anterior) y como se ha obtenido simultáneamente el valor del
espesor “ d ” (cm) del hielo en estudio (mediante interferometría láser de doble ángulo),
también se conoce el valor de la densidad (g/cm3) mediante el cociente de ambos
valores:
ρ=
mp
d
2.6.4 Obtención de la composición de los gases de la cámara
Como se ha dicho en el apartado 2.5.2, se han realizado distintos experimentos de
desorción térmica. Esto supone que una vez realizado el depósito, éste es calentado
según el procedimiento expuesto, debiendo existir algún mecanismo de control
cuantitativo de las especies existentes.
Si bien la QCMB es una muy eficiente técnica de control cuantitativa de la masa
depositada o desorbida, no nos permite distinguir por sí sola a qué especie (o
especies) química corresponde su variación, siendo esto fundamental sobre todo si
realizamos experimentos con mezclas. Por ello, se hace necesario el uso del QMS con
dos de las opciones de trabajo que posee:
1. Antes de realizar un experimento, se realiza un full scan con el objetivo de
identificar los gases presentes en nuestra cámara y detectar una posible
contaminación (agua y dióxido de carbono atmosféricos, aceite proveniente de
las bombas, etc.).
2. Durante un experimento concreto, al conocer las moléculas que estamos
introduciendo en la cámara (y los posibles contaminantes), se trabaja con la
opción specific scan, teniendo monitorizada la composición de los gases
presentes en la cámara durante todo el experimento.
Como conocemos el origen de tiempos tanto de la QCMB y de la QMS, es posible
utilizar ambos instrumentos simultáneamente, proporcionándonos así un doble
mecanismo de control.
Capítulo 2
83
84
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
2.7
2.7 REFERENCIAS
Casas, J., 1985. Óptica. ISBN: 300-2448-4. 6ª edición. Zaragoza.
Curie, P., Curie, J., 1880. Comptes Rendus de l’Académie des Sciences 91, 294.
Domingo M., 2003, Ph. D. thesis, Universitat Politècnica de València. Valencia.
Domingo, M., Millán, C., Rubio, J., et al., 2007. Proceedings Sensor Technologies and
Applications.
Computer
Society,
ISBN:
0-7695-2988-7.
Valencia.
DOI:
10.1109/SENSORCOMM.2007.4394883.
Gifford, W.E. Mc Mahon, H.O., 1959. Proceedings 10th International Congress of
Refrigeration, Vol. I. Copenhagen.
Lafferty, J.M. 1998. Foundations of Vacuum Science and technology. John Wiley & Sons,
Inc. ISBN: 0-471-17593-5. New York.
Satorre, M.Á., Cantó, J., Domingo, M., et al., 2006. Lecture Notes and Essays in
Astrophysics II. Ed. A. Ulla and M. Manteiga. Ourense.
Sauerbrey, G., 1959. Zeitschrift für Physikalische Chemie 155, 206.
Serra Rodríguez, J. 2009. Transparencias del curso “Técnicas avanzadas de producción
y modificación de superficies”. Universidad de Vigo. Vigo.
Umrath, W., et al., 2000. Fundamentals of Vacuum Technology. Leybold Vacuum.
Inficon Inc. East Syracuse, New York.
Capítulo 2
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Capítulo 3
Resultados experimentales
RESUMEN
En este capítulo se presentan los resultados de los experimentos de desorción que
se han llevado a cabo, en condiciones de baja temperatura y alto vacío. Su objetivo
ha sido comprobar cómo el hielo de CO2 es capaz de retener otras moléculas
volátiles por encima de sus respectivas temperaturas de sublimación. Dejaremos
para el siguiente capítulo la discusión y la posible aplicación astrofísica de dichos
resultados.
ÍNDICE
3.1 Introducción
86
3.2 Resultados
87
3.2.1 Hielos puros
87
3.2.2 Mezclas
89
3.3. Referencias
92
Capítulo 3
85
86
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
3.1 INTRODUCCIÓN
Utilizando los componentes de la configuración experimental (Fig. 2.21) y siguiendo el
procedimiento experimental con las sustancias detalladas en el apartado 2.5.2, se han
realizado varios experimentos de desorción térmica tanto de hielos puros de CO2, N2 y
CH4, como de mezclas binarias, CO2:N2 y CO2:CH4 depositadas en una proporción de
95:5.
El objetivo de los experimentos con hielos puros ha sido obtener su temperatura de
sublimación1 característica en nuestras condiciones experimentales. Este dato se
utilizará en los experimentos de mezclas binarias, cuyo objetivo primordial será
estudiar la capacidad de retención del hielo de CO2 de moléculas de otras sustancias,
en nuestro caso N2 y CH4 y estudiar el comportamiento de nuestro dispositivo
experimental.
En el contexto de esta tesis, distinguiremos entre moléculas volátiles e hipervolátiles,
según el valor de su temperatura de sublimación (Mumma et al., 2005; A’Hearn et al.,
2005). Así, en nuestro caso, consideraremos:
•
Sustancias volátiles: moléculas con alta temperatura de sublimación (en esta
tesis consideraremos valores altos a partir de 50 K). Ejemplos de estas
sustancias serían el H2O, CO2 y CH3OH.
•
Sustancias hipervolátiles: moléculas con baja temperatura de sublimación (en
esta tesis consideraremos valores bajos por debajo de 50 K). Ejemplos de estas
sustancias serían el N2, el CO y el CH4.
La cuestión que en esta tesis se plantea es si esta clasificación se puede mantener de
manera estricta cuando la molécula no está en estado puro, sino que la encontramos
formando parte de una mezcla con otras sustancias. Este efecto, que normalmente no
se tiene en cuenta, sería importante para realizar, por ejemplo, un cálculo más exacto
de las abundancias en un determinado ambiente donde, a pesar de haberse superado
la temperatura de sublimación de una sustancia, ésta continua detectándose en fase
sólida debido a que se encuentra atrapada en la matriz de otra molécula.
1
Recordar los comentarios realizados en la página 72 sobre el término “sublimación” y su uso en esta tesis.
Capítulo 3
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
3.2 RESULTADOS
Como ya se ha dicho, después de realizar el depósito del hielo puro o de la mezcla, la
muestra se calentó a una velocidad constante (1 K min-1) con el sistema de vacío
trabajando continuamente. La presión parcial del gas (o de los gases) fue registrada
con el QMS en modo specific scan y la variación de frecuencia con la QCMB. Este último
dato se utilizó para determinar con precisión la temperatura a la que se liberan las
moléculas de CO2, CH4 y N2 puras en nuestras condiciones experimentales.
La variación de frecuencia con la masa, medida a partir de la señal de la QCMB, viene
dada por la ecuación de Sauerbrey, vista en el capítulo anterior. Teniendo en cuenta
que la frecuencia de resonancia de la QCMB depende, en principio, de la temperatura.
Sin embargo, en nuestras condiciones, al tener una velocidad de calentamiento
constante, es posible sustraer su efecto, como veremos más adelante.
3.2.1
3.2.1 Hielos
Hielos puros
En la parte izquierda de las Figuras 3.1, 3.2 y 3.3, se muestra la variación de la señal
de la QCMB (Hz) frente a la temperatura (K) durante el calentamiento para el caso del
CO2, CH4 y N2; mientras que en la parte derecha de las mismas figuras, se tienen los
resultados obtenidos con el QMS para las mismas moléculas.
Fig. 3.1. Izquierda: variación de la frecuencia (Hz) medida con la QCMB frente a la temperatura (K)
durante la desorción del CO2 puro en nuestras condiciones experimentales. Derecha: presión parcial
(a.u.) del CO2 frente a la temperatura (K) durante la desorción de dicho gas puro medida con el QMS.
Capítulo 3
87
88
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 3.2. Izquierda: variación de la frecuencia (Hz) medida con la QCMB frente a la temperatura (K)
durante la desorción del CH4 puro en nuestras condiciones experimentales. Derecha: presión parcial
(u.a.) del CH4 frente a la temperatura (K) durante la desorción de dicho gas puro medida con el QMS.
Fig. 3.3. Izquierda: variación de la frecuencia (Hz) medida con la QCMB frente a la temperatura (K)
durante la desorción del N2 puro en nuestras condiciones experimentales. Derecha: presión parcial
(u.a.) del N2 frente a la temperatura (K) durante la desorción de dicho gas puro medida con el QMS.
En el caso de la desorción del CO2, al analizar la señal de la QCMB (Figura 3.1
izquierda) observamos la existencia de tres intervalos de temperatura diferenciados:
•
Desde 35 hasta 80 K, se produce una variación lineal de la frecuencia con la
temperatura. Este hecho es lo que se espera por el propio funcionamiento de la
QCMB en este rango de temperatura: su frecuencia aumenta linealmente por el
aumento de temperatura a velocidad constante cuando no se está depositando
material.
•
Desde 80 hasta 90 K, se produce una rápida variación de la frecuencia con la
temperatura. Dicha variación es debida a la desorción del CO2 de la QCMB.
•
A partir de 91 K, finaliza la desorción del CO2 y la señal de la frecuencia retoma
su aumento lineal por el aumento de la temperatura a velocidad constante.
Capítulo 3
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
En el caso de la desorción del CH4 y del N2 si analizamos la señal de la QCMB (Figura
3.2 y 3.3 izquierda respectivamente), observamos un comportamiento similar
(lógicamente a sus respectivas temperaturas de desorción) obteniéndose, en los tres
casos de hielos puros, que la desorción desde el substrato se produce para cada caso
en un único intervalo de temperatura.
Este comportamiento, se analizó simultáneamente mediante el QMS (Figuras 3.1, 3.2 y
3.3 derecha), pudiéndose determinar las temperaturas de sublimación por dos
métodos distintos según el instrumento utilizado:
•
Mediante la QCMB: se tomó como temperatura de sublimación aquella en la que
la señal cambia de manera brusca una vez se ha producido la desorción (Luna
et al., 2008), con lo que nos aseguramos que todo el gas depositado ha
sublimado.
•
Mediante el QMS: se tomó como temperatura de sublimación la temperatura
cuando se extrapola la presión parcial (ver la línea a trazos de la parte derecha
de la Figura 3.1 derecha) a una presión de base (Notesco y Bar-Nun, 1997).
Los resultados obtenidos con ambos métodos se presentan en la Tabla 3.1 y están de
acuerdo con los existentes en la literatura (Bar-Nun et al., 1985; Collings et al., 2004,
Yoshinobu y Kawai, 1996).
Gas
Tdes (± 1 K) obtenida mediante
QMS
QCMB
CO2
90
91
CH4
42
39
N2
25
23
Tabla 3.1. Temperaturas de sublimación para el CO2, CH4 y N2, obtenidas mediante el
QMS y la QCMB.
3.2.2 Mezclas
Para mostrar la limitación que se tiene a la hora de estudiar con la QCMB la desorción
en el caso de mezclas, se muestra el caso de la mezcla CO2:CH4. En la Figura 3.4 se
representa el resultado de la desorción a partir de la señal de la QCMB, en la que se
pueden observar dos bandas asociadas a la desorción del CH4.
Capítulo 3
89
90
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 3.4. Variación de la frecuencia (Hz) medida con la QCMB frente a la
temperatura (K) durante la desorción de la mezcla CO2:CH4 (95:5) en nuestras
condiciones experimentales.
Para aislar la señal debida al CH4, podemos eliminar la contribución del CO2
substrayendo su aportación. De esta manera se obtiene la señal mostrada en la Figura
3.5 que muestra de manera clara estas dos bandas que presentan un pico en 52 y 75
K. Estas temperaturas son superiores a las obtenidas para el CH4 en estado puro (ver
Tabla 3.1), por lo que se puede afirmar que el CO2 ha retenido moléculas de CH4.
Fig. 3.5. Variación de la frecuencia (Hz) medida con la QCMB frente a la
temperatura (K) debida al CH4 después de eliminar la contribución del CO2.
Se podría realizar un procedimiento análogo para el N2 pero, dado que la QCMB no nos
permite distinguir entre el tipo de molécula que desorbe en el caso de mezclas, se ha
decidido utilizar el análisis con el QMS que sí diferencia ambos componentes. Así, en
las Figuras 3.6 y 3.7 podemos observar, respectivamente, la desorción térmica de la
mezcla de CO2:CH4 y CO2:N2.
Capítulo 3
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Fig. 3.6. Proceso de desorción de la mezcla CO2:CH4 mediante la representación
de la presión parcial (a.u.) medida con el QMS frente a la temperatura (K).
Fig. 3.7. Proceso de desorción de la mezcla CO2:N2 mediante la representación
de la presión parcial (a.u.) medida con el QMS frente a la temperatura (K).
A la luz de dichas gráficas, se obtiene que tienen lugar varios procesos de desorción a
distintas temperaturas, observándose que se producen dos episodios de desorción
alrededor de 50 y 75 K, antes de que se produzca la sublimación del hielo de CO2, y un
último entre 90 y 110 K, que coincide con la sublimación del CO2 en nuestras
condiciones experimentales.
Aunque se ha dejado para el capítulo siguiente un análisis más detallado de estos
resultados, en una primera aproximación, podríamos decir que:
Capítulo 3
91
92
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
i. La primera liberación de N2 y CH4 no se produce en su valor característico en
nuestras condiciones experimentales (∼24 K y ∼40 K respectivamente), sino a
temperaturas más altas.
ii. Parte del N2 y del CH4 permanecen retenidos hasta la sublimación del CO2, cuya
temperatura de sublimación no está afectada por la presencia de estas
moléculas, al menos, en la proporción estudiada.
iii. La coincidencia de las temperaturas a las que se detecta la desorción del N2 y
del CH4, nos indica que los distintos procesos de emisión de éstos, están
relacionados con la evolución de la estructura del hielo de CO2 para las mezclas
estudiadas.
3.3 REFERENCIAS
A’Hearn, M.F., Belton, M.J.S., Delamere, W.A., et al., 2005. Science 310, 258–264.
Bar-Nun, A., Herman, G., Laufer, et al., 1985. Icarus 63, 317-332.
Collings, M.P., Anderson, M.A., Chen, R., et al., 2004. Montly Notices of Royal
Astronomical Society 354, 1133-1140.
Luna, R., Millán, C., Domingo, M., et al., 2008. Astrophysics and Space Sience 314,
113-119.
Mumma, M.J., Disanti, M.A., Magee-Sauer, K., et al., 2005. Science 310, 270–274.
Notesco G., Bar-Nun A., 1997. Icarus 126, 336-341.
Yoshinobu, J., Kawai, M., 1996. Surface Science 368, 247-252.
Capítulo 3
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Capítulo 4
Discusión y aplicación astrofísica
RESUMEN
En este capítulo se realizará la discusión de los resultados de los experimentos de
desorción térmica mostrados en el capítulo anterior. Además, se apuntarán las
posibles aplicaciones astrofísicas de los mismos, centrándose en los sucesos de tipo
destructivo o catastrófico (catastrophic disruptions) y tomando como ejemplo el caso
del cometa 9P/Tempel 1 con la misión Deep Impact.
ÍNDICE
4.1 Introducción
94
4.2 Discusión de los resultados
96
4.2.1 Temperatura 1
97
4.2.2 Temperatura 2
97
4.2.3 Temperatura 3
99
4.2.4 Conclusiones
99
4.3 Relevancia astrofísica
100
4.4 Referencias
110
Capítulo 4
93
94
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.1 INTRODUCCIÓN
El estudio experimental de la retención de volátiles e hipervolálites en el contexto
astrofísico ha sido llevado a cabo por distintos autores. La molécula con capacidad de
retención más estudiada ha sido el hielo de agua por ser ésta la más abundante. Así
ejemplo, Collings y colaboradores (2003 y 2004) han estudiado la estructura del hielo
de agua mediante la técnica denominada Thermal Programmed Desorption (TPD) en
condiciones de UHV, mostrando su capacidad para retener moléculas. Estos autores,
obtuvieron que los volátiles e hipervolátiles eran retenidos a temperaturas más altas
que sus respectivas temperaturas de sublimación en estado puro (temperatura
característica),
detectándose,
hasta
que
el
hielo
de
agua
sublimaba
independientemente del procedimiento seguido para realizar el depósito: el codepósito
(simultáneamente) y el depósito a capas (una capa de material puro sobre el
depositado anteriormente). Otros autores (Bar-Nun et al., 1985; Hudson y Donn, 1991;
Jenniskens and Blake, 1996; Stevenson et al., 1999; Dohnálek et al., 2003) han
estudiado mediante otras técnicas tanto la estructura del hielo de agua, como su
porosidad. Todos estos trabajos se han tomado como punto de partida en esta tesis (a
pesar de las diferencias con las técnicas y las moléculas estudiadas en ellos), por ello
vamos a comentar las principales conclusiones de los mismos:
•
La cantidad de gas retenido disminuye al aumentar la temperatura de depósito.
Este resultado también se ha obtenido por Schulze y Abe (1980) para el caso
del CO2.
•
Se producen varios episodios de liberación de los volátiles e hipervolátiles.
•
Uno de estos episodios sucede entre 135 – 150 K, es decir, el intervalo de
temperatura relacionado con un cambio de fase del hielo de agua: de amorfo
(Ilda) a cristalino cúbico (Ic).
•
Parte de los gases retenidos permanecen en la matriz del hielo de agua hasta
que se produce la sublimación de ésta. Según las condiciones experimentales
particulares esta temperatura puede estar en el intervalo de 160-175 K.
•
Existe una relación entre estos tres episodios de liberación de gases retenidos y
la evolución de la estructura del hielo de agua.
Estos experimentos son muy relevantes debido a la presencia ubicua del agua en el
universo. Pero además, también es importante estudiar si esta capacidad de retención
se da en otras moléculas distintas al agua. Éste es el caso del CO2, que se ha revelado
también como otra molécula abundante en muchos escenarios astrofísicos (de Graauw
et al. 1996), siendo en ocasiones el componente mayoritario de determinadas
localizaciones como, por ejemplo, Marte.
Capítulo 4
95
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
El estudio del CO2 ha sido abordado desde varios puntos de vista por muchos autores
en distintos trabajos (Wood and Roux, 1982; Warren, 1986; Hudgins et al., 1993;
Ehrenfreund et al., 1997; Baratta y Palumbo, 1998, Satorre et al., 2008) obteniéndose
valiosa información: constantes ópticas; coeficiente de absorción (A); propiedades
espectroscópicas antes y después de su procesado energético (fotónico o iónico)
mediante espectroscopia infrarroja; densidad, etc. Junto a estos estudios, es también
importante conocer la relación existente entre su estructura y la capacidad de
retención de otras especies químicas a bajas temperaturas, debido a que estas
propiedades pueden
influir
en
el cálculo de las abundancias de moléculas
hipervolátiles (como el CH4 o el N2) en ambientes en que se den junto al hielo de CO2.
Uno de los primeros trabajos experimentales de estas características fue el llevado a
cabo por Schulze y Abe en los años ochenta al estudiar la densidad del CO2 en función
de la temperatura de depósito desde 4 hasta 87 K (Schulze and Abe, 1980). Estos
autores obtuvieron que el valor de la densidad aumentaba con la temperatura de
depósito desde aproximadamente 1,0 g—cm-3 hasta 1,7 g—cm-3. En los mismos
experimentos también obtuvieron, como se ha comentado, que la capacidad de
adsorción decrecía al aumentar la temperatura de depósito. Con lo que se podía
concluir
que
la
porosidad
dependía
de
la
temperatura
de
depósito
y,
consecuentemente, la capacidad de adsorción.
El trabajo de esta tesis, está basado en los experimentos de laboratorio vistos en el
capítulo anterior y que forman parte de una línea de trabajo que sigue nuestro grupo
de investigación encaminada, entre otros objetivos, a determinar la relación entre la
estructura y la capacidad de adsorción del hielo de CO2. Dichos experimentos
muestran que el hielo de CO2 es también capaz de atrapar moléculas hipervolátiles a
temperaturas más altas que las esperadas si se tienen en cuenta sus temperaturas de
sublimación en estado puro. Esta conclusión puede ser importante a la hora de realizar
modelos de la composición del hielo en determinados objetos (Viti et al., 2004), ya que
usualmente en su realización se toma esta temperatura de sublimación de las
sustancias en estado puro como límite para decidir si un elemento está o no en estado
sólido. Esto puede llevar a que ese modelo presente serias discrepancias con los
resultados observacionales.
Aunque en esta tesis los resultados sobre la capacidad de retención del hielo de CO2 se
aplicarán, desde el punto de vista astrofísico, al caso del cometa 9P/Tempel 1, otros
estudios podrían beneficiarse de los resultados que aquí se presentan en escenarios
donde el hielo de CO2 sea la componente principal.
Capítulo 4
96
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.2. DISCUSIÓN DE LOS RESULTADOS
A continuación, se realizará un examen más detallado de los picos que aparecen en las
Figuras 3.6 y 3.7, correspondientes respectivamente a los experimentos de desorción
de las mezclas de CO2 con CH4 y N2 que, como hemos visto, se producen a tres
temperaturas características y que están numeradas en la Figura 4.1.
Fig. 4.1. Arriba: Proceso de desorción de la mezcla CO2:CH4. Abajo: Proceso de desorción de la mezcla
CO2:N2. En ambas figuras el CO2 está representado en trazo discontinuo y la otra sustancia (CH4 y N2) en
trazo continuo. En el eje horizontal se representa la temperatura (K) y en el vertical la presión (a.u.) medida
con el QMS. Las zonas a las que se produce los distintos episodios de liberación de gases están indicadas
por números.
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.2.1 Temperatura 1
Alrededor de 47 K, se inicia la primera liberación de N2 y CH4 atrapado en el CO2. Esta
desorción ocurre a temperaturas más altas que el valor de sublimación del N2 y del CH4
en estado puro (∼24 y ∼40 K respectivamente). Para explicar este hecho, existen dos
modelos sobre lo que le ocurre al hielo de CO2 a esta temperatura:
i) Algunos autores relacionan esta temperatura como la transición entre la fase
amorfa y cristalina del CO2 sólido (Falk, 1987) teniendo, para algunos autores, una
estructura completamente amorfa cuando se forma a T<30 K (Sandford et al.,
1990). Especialmente significativo es el caso de la desorción abrupta del CCl4 al
producirse la cristalización del hielo de agua, que algunos autores han venido a
denominar molecular volcano (Smith et al., 1997); básicamente este proceso
consiste en que las moléculas de CCl4 en estado gaseoso presionan sobre las
paredes porosas y que, al producirse un cambio de fase, la consiguiente
reorganización del material abre caminos que permiten al gas atrapado escapar de
manera violenta como si se tratase de una erupción volcánica.
ii) En cambio, otros autores (Schulze and Abe, 1980), afirman que durante el depósito
se forman distintos retículos cristalinos y lo que se observa a esta temperatura es
una expansión de los núcleos cristalinos que ocupan el espacio que previamente
estaba libre de la estructura, produciéndose incluso la unión de retículos cristalinos
cercanos. Dicho proceso de compactación debe producir, a medida que la
temperatura aumenta, una disminución de la porosidad (con el consecuente
aumento de la densidad) que provoca que las moléculas retenidas sean expulsadas
de la estructura del hielo de CO2.
4.2.2. Temperatura 2
Una segunda liberación se inicia ∼70 K (para el N2) y ∼75 K (para el CH4).
Este hecho coincide con el final de la compactación de la estructura del hielo de CO2.
Dicho proceso tiene como consecuencia el aumento continuo del valor de la densidad
del CO2 y, por tanto, la disminución de la porosidad que debe alcanzar un valor
mínimo alrededor de esta temperatura. Para verificar este hecho, se ha estudiado la
variación de la porosidad con la temperatura. Dado que la porosidad, p , se puede
calcular mediante la expresión:
ρ
p = 1 −  a
 ρi



Capítulo 4
97
98
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Donde
ρa ,
es la densidad media del hielo depositado (considerando que contiene
poros) obtenida a una cierta temperatura de depósito y
ρi
es la densidad del material
completamente libre de poros.
Tomando como valores de
ρa
los obtenidos por Satorre y colaboradores (2008) para
el hielo de CO2 depositado a distintas temperaturas (desde 15 hasta 85 K) y como valor
fijo de
ρi
el máximo de estos valores ( ρ i =1,5 g—cm-3), podemos representar la
porosidad frente a la temperatura de depósito (Figura 4.2).
Fig. 4.2. Variación de la porosidad del CO2 al aumentar la temperatura de depósito.
Se debe remarcar que el hecho de que la porosidad se anule (ver Figura 4.2), se debe
únicamente a que se ha tomado como valor máximo el valor más alto obtenido por
nuestro grupo, en lugar del valor máximo real. Ello se debe a que el único objetivo es
mostrar cómo la porosidad alcanza un mínimo alrededor de 75 K, no dar un valor
cuantitativo del mismo. Por otra parte, el trabajo de Schulze y Abe (1980) muestra que
la densidad alcanza un valor máximo alrededor de 75 K, lo cual refuerza el resultado
aquí presentado.
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.2.3 Temperatura 3
La última liberación corresponde a la propia desorción del CO2 en el intervalo de
temperatura que va desde 90 a 110 K. Es importante destacar que:
•
Una gran fracción de moléculas de CH4 o N2 permanece en el interior de la
estructura de CO2 hasta que éste desorbe por completo.
•
En esta zona la desorción de los hipervolátiles sigue el mismo comportamiento
del CO2 tal y como se puede ver por la coincidencia en los perfiles de la señal
de desorción de ambos de la Figura 4.1.
Con esto podemos afirmar que el hielo de CO2 retiene eficazmente a sustancias
hipervolátiles en su estructura y que dicha retención se produce hasta la propia
desorción del CO2.
4.2.4 Conclusiones
Para explicar este comportamiento de la matriz de hielo de CO2, en la literatura se
utiliza el argumento, generalmente aceptado, de que esta molécula posee una
estructura amorfa a bajas temperaturas. Sin embargo, como se ha visto, existe una
controversia respecto a la “naturaleza” de dicha estructura amorfa ya que, mientras
que para algunos autores no existe ningún retículo cristalino en toda la película
depositada cuando ésta crece a temperaturas por debajo de los 30 K (Sandford et al.,
1990); en cambio para otros, esta estructura amorfa proviene de una compilación de
pequeño retículos cristalinos orientados al azar (Schulze y Abe, 1980).
Teniendo en cuenta ambos modelos, las tres zonas de desorción de los hipervolátiles
observados en la Figura 4.1 corresponderían:
• 1ª zona (alrededor de 47 K): inicio de la cristalización de la estructura.
• 2ª zona (alrededor de 75 K): finalización del proceso de compactación.
• 3ª zona (alrededor de 90 K): desorción de la matriz de CO2.
Capítulo 4
99
100
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.3 RELEVANCIA ASTROFÍSICA
Este tipo de experimentos (tanto para el caso del hielo de H2O como para el de CO2)
tienen una gran importancia desde el punto de vista astrofísico por distintos motivos.
Así, los resultados obtenidos en nuestros experimentos pueden ser aplicados a
cualquier ambiente astrofísico donde el hielo de CO2 pueda estar presente (ver sección
1.5), teniendo en cuenta que el intervalo de aplicación de temperatura está relacionado
con los valores particulares de la presión en un determinado ambiente.
Aunque existen distintos escenarios astrofísicos donde los resultados experimentales
mostrados en el apartado anterior pueden ser aplicados, en esta tesis se focalizará la
relevancia astrofísica en uno en concreto: los sucesos de tipo destructivo, conocidos
en la literatura como catastrophic disruptions (CD), ya que en éstos participan, en
muchas ocasiones, objetos que contienen hielos: generalmente, en estos cuerpos se
detectan moléculas volátiles como el H2O, el CO2 o el CH3OH tanto antes como
después del impacto, mientras que en algunos casos, determinadas sustancias
hipervolátiles como el CO, CH4, etc., se detectan en cantidades significativas sólo
después del impacto.
Los hielos están presentes en muchos escenarios astrofísicos que pueden verse
afectados por impactos: cometas, objetos de tamaño intermedio (tipo centauro o
transneptunianos), satélites y planetas. La composición y la estructura de estos hielos
depende tanto del ambiente donde se formaron, es decir de las condiciones iniciales
de depósito, como de su historia térmica (Whittet y Chiar, 1993). Veamos un breve
resumen sobre cada una de ellos:
• Cometas.
Cometas La presencia de hielos de H2O, CO2, CO, CH4, etc., ha sido confirmada
en muchos cometas (Mumma et al., 2005; A'Hearn et al., 2005). Pero a pesar de
que algunos de estos componentes helados sobre cometas son comunes a la
mayor parte de ellos (ver por ejemplo la Tabla 2 en Mumma et al. 2005), el hecho
de que la forma y la topografía de los tres cometas galileanos (Borrelly, Wild 2 y
Tempel 1) sean distintas, nos indica que estos cometas presentan diferencias
notables cuando se estudian con detalle. Así, aunque se asuma que la
composición del hielo sea la misma para todos los cometas, no ocurrirá lo mismo
en cuanto a las abundancias, ya que éstas presentarán unos valores particulares
para cada uno de ellos.
• Objetos de tamaño intermedio.
intermedio En el caso de los planetoides helados tipo
centauros, se ha descubierto, por ejemplo, hielo de H2O en Quirón (Dotto et al.,
2003) que es el mejor de los casos conocidos. Además, los TNOs también
muestran bandas relacionadas con especies heladas como H2O, CH4, N2, etc.
(Barucci et al., 2006).
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
• Planetas enanos y satélites
satélites.
atélites La composición del hielo de Tritón (satélite de
Neptuno) y Plutón, es similar al de los TNOs: N2, CH4, H2O, pero además también
se ha encontrado CO en ambos objetos. La principal diferencia entre Tritón y
Plutón es que la presencia de CO2 ha sido confirmada sólo en Tritón (Cruikshank
et al., 1993, 2000; Quirico et al., 1999).
• Planetas.
Planetas En el caso de Marte, el CO2 es la molécula más abundante (Forget et al.,
2005), pero además también están presentes otros hielos, como el de CH4 o el
de H2O (Mumma et al., 2004) o seguramente el de CO (Bar-Nun y Dimitrov,
2007).
En lo que respecta a los objetos directamente relacionados con CD, probablemente los
más estudiados sean los cometas. El interés en cuanto a su composición se debe
principalmente a que los cometas son un buen depósito conocido del material
directamente relacionado con la composición primigenia de la nube molecular de la
que se formó nuestro Sistema Solar (SS). Además, se añade el hecho de que pueden ser
observados con detalle desde la Tierra en su perihelio y, su relativa proximidad, los
hacen adecuados para ser estudiados in situ, como ya se ha hecho con las misión
Stardust de la NASA1 o, como tendrá lugar en un futuro próximo, con la misión de la
Agencia Espacial Europea (ESA) Rosetta2. Por otra parte, es posible provocar impactos
artificiales, como se ha hecho en la misión de la NASA Deep Impact (DI), que estudió la
composición del cometa 9P/Tempel 1 antes, durante y después del impacto (Mumma
et al., 2005).
A lo largo del tiempo, muchos objetos han sufrido el impacto de cuerpos que han
producido cambios en el balance energético que regula la liberación de hielos y otros
materiales. Estos aportes de energía pueden hacer variar el equilibrio alcanzado en
etapas anteriores y pueden explicar las nuevas características estructurales, físicas y
químicas. En el caso de cometas, existen discrepancias entre los modelos y los datos
observacionales obtenidos (Yamamoto et al., 1983; Samarasinha y Belton, 1995;
Brucato et al., 1997; Greenberg y Li, 1998; Holsapple y Housen, 2007, Gronkowski,
2007). Algunos de estos modelos proponen la inclusión de moléculas más volátiles
que el agua, localizadas en el interior de los granos de hielo de agua cometarios.
1
Esta misión se aproximó en junio del 2004 hasta 240 km del cometa Wild 2 atravesando su cola, capturando partículas de la misma y tomando
fotografías del núcleo.
2
Esta misión, lanzada en 2004, se prevé alcance el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko en el año 2014 y coloque una sonda en el núcleo del
cometa.
Capítulo 4
101
102
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Además, los efectos de un aumento de la temperatura debido a procesos tales como
impactos, dependen de las características termodinámicas de los objetos en estudio.
Un parámetro importante es la inercia térmica. Se define como:
Γ = ρ·κ ·c
donde
ρ es la densidad, κ es la conductividad térmica y c el calor específico del
cuerpo. Sus unidades en el SI son J—K-1—m-2—s-1/2 (o también MKS, aunque también se
ha propuesto una nueva unidad: el tiu3). Dicho parámetro está relacionado con la
resistencia a que se produzcan cambios de temperatura, es decir, es un indicador de la
capacidad que tiene un cuerpo de conservar el calor y de la velocidad con que puede
cederlo o absorberlo del entorno. Así, una baja inercia térmica significa que puede
conservar poco calor y, por tanto, debe de adquirirlo y cederlo rápidamente. La inercia
térmica ha sido estudiada para los asteroides, sobre todo su dependencia con el
diámetro (Delbó et al., 2007) y con la porosidad (Zimbelman, 1986).
Como se ha expuesto, existen múltiples ejemplos donde los hielos están presentes en
objetos que están afectados por impactos. Debido a esta variedad, en vez de estudiar
todos los posibles casos, en esta tesis nos centraremos en el caso del cometa
9P/Tempel 1, entre otros, por los siguientes motivos:
•
Es un cuerpo que ha recibido, el impacto de un objeto artificial durante la
misión DI, en la que una nave matriz (flyby) transportaba otra más pequeña
(impactor) que acabaría chocando de manera controlada contra el cometa
9P/Tempel 1 el 4 de julio del 2005. El choque del impactor provocó un cráter
en el núcleo cometario de unos 200 m de diámetro y de entre 6 – 30 m de
profundidad (aunque estos valores deben ser tomados con la debida cautela ya
que no existe un resultado definitivo). Los instrumentos de la misión tomaron
medidas sobre distintos parámetros físicos concernientes a la composición del
hielo tanto antes como después del impacto, que contribuyeron a mejorar el
conocimiento de estos cuerpos celestes. Debido a ello, probablemente, sea uno
de los ejemplos de impacto mejor estudiados.
•
Se confirmó la existencia de hielo de H2O y de CO2 tanto antes como después
del choque del impactor de DI. A la vista de este hecho, es de esperar que los
hielos existan, aún en mayor abundancia, en cuerpos con un tamaño similar o
superior que estén situados a mayores distancias del Sol.
3
En 2006 N. E. Putzig propone como unidad derivada del Sistema Internacional para medir la inercia térmica el “tiu”, acrónimo de “thermal
inertia units” cuya equivalencia es: 1 tiu = 1 J m-2 K-1 s-½
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Su composición, en cuanto a sus hielos, revela semejanzas con objetos situados
en la nube de Oort.
Veamos algunos resultados de la misión, tanto antes como después del impacto:
impacto::
Antes del impacto
•
Los espectros infrarrojos mostraron pruebas de la existencia de H2O y CO2, en
el gas ambiental que provenía de la superficie del objeto al ser calentada por la
radiación solar (A’Hearn et al., 2005).
•
Estudiando la correlación entre la morfología del cometa y las variaciones de
albedo, se confirmó la presencia de tres pequeñas zonas brillantes (∼30 % más
brillantes que las inmediatamente circundantes). La presencia de las bandas de
absorción de 1,5 y 2,0 micras en los espectros obtenidos por los instrumentos
del flyby, confirmó que dichas regiones eran depósitos de hielo de agua
(Sunshine et al., 2006). Estos autores obtuvieron un mapa del cometa en la
longitud de onda de las bandas de absorción de hielo con el que se pudo
calcular la extensión de hielo en la superficie de Tempel 1, resultando tener un
tamaño, como mucho, de 0,57 km2, es decir, un 0,5 % de de la superficie total
del cometa (calculada en 113 km2 con un radio aproximado de 3 km) que
contenía ∼0,03 km2 de hielo de agua puro. Cuando combinaron este resultado
con el mapa de temperaturas del cometa, descubrieron que dos de las tres
regiones brillantes se encuentran en las partes más frías del núcleo. De hecho,
la mayor de estas tres superficies de hielo de agua (que se localiza en una
depresión 80 metros por debajo de las zonas circundantes) se encuentra a una
temperatura entre 285-295 K, superior a 200 K que es, aproximadamente, la
temperatura de sublimación del hielo de agua para un objeto en las
condiciones de Tempel 1. En principio, este hecho hace imposible que
sustancias hipervolátiles puras puedan existir sobre la superficie o justamente
debajo de ella. Este hecho está demostrado, dentro del margen de error de las
medidas, por la ausencia de señales de hipervolátiles antes del choque de DI.
Pero esta temperatura no debe ser homogénea sobre toda la superficie del
cometa. La presencia de hielo de agua, significaría la existencia de zonas que
están por debajo de su temperatura de desorción libre, es decir, T ≤ 200 K. Esto
supondría que el cometa presenta diferencias de temperaturas superficiales de
unos 70 K ya que la mínima temperatura superficial medida fue de 272 ± 7 K
con una resolución espacial máxima de 120 m (Groussin et al., 2007).
Capítulo 4
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104
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Pero, además, estas regiones heladas no son suficientes para producir la
abundancia de agua observada en la coma del cometa. De hecho, para obtener
el outgassing medido antes del impacto (∼6—1027 moléculas de H2O s-1) se
necesitaría una superficie de 1,3 km2, claramente superior al obtenido. Por ello,
Sunshine y colaboradores, concluyeron que deben existir fuentes de agua de
debajo de la superficie del cometa, con lo que la temperatura debería de
disminuir en el interior del cometa (Sunshine et al., 2006).
impacto::
Después del impacto
•
Se produjo un aumento de la señal del H2O y CO2 en el penacho producido por
la eyección de material debido al choque (A'Hearn et al., 2005).
•
Se detectaron, además otras moléculas: CH4, C2H2, C2H6, HCN, CO, CH3OH y
H2CO (Mumma et al., 2005).
•
Estos hechos demostraron que bajo la superficie del cometa existía un depósito
de distintas moléculas heladas, que sublimaron bien cuando el impacto
modificó la superficie de cometa, o bien cuando la temperatura alcanzada
después del impacto fue la adecuada para liberarlas, lo que se traduciría en dos
escenarios posibles no excluyentes: que existe algún mecanismo eficaz de
retención de dichas moléculas en la matriz de los hielos principales (H2O y CO2)
o que la temperatura disminuye drásticamente según nos introducimos en el
interior del cometa.
Por tanto, a la vista de estos resultados, podemos suponer que el cometa presenta
zonas de distinta temperatura tanto en su superficie como en su interior. En el primer
caso por debajo de temperaturas de, al menos, 70 K. En el segundo caso, el gradiente
es más grande ya que los volátiles subliman a temperaturas menores que la de
sublimación del CO2. Por otra parte, la distribución de volátiles, en lo que concierne a
la profundidad, depende tanto de la distribución de temperaturas como de las
interacciones con el H2O y/o el CO2.
Aunque un análisis cuantitativo de esta distribución de temperaturas esté fuera del
alcance de esta tesis, algunos datos referidos a la distribución superficial de la
temperatura, a la historia del cometa, a la inercia térmica y a la temperatura de
desorción de los hielos, nos puede indicar distintas claves sobre cuál sería la
distribución final de volátiles según nos adentramos en el interior del cometa, al
menos, en una primera aproximación:
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
En cuanto a la temperatura superficial, su valor variaba entre los 272 ± 7 K y
los 336 ± 7 K (Groussin et al., 2007). El estudio en detalle del mapa de
temperaturas superficiales han aportado distintas conclusiones:
o
Las regiones aparentemente isotermas cuando se estudian a alta
resolución, (∼120 m/pixel) pierden dicha condición. Esto nos indica que
deben existir variaciones de la temperatura superficial del cometa en
una escala de decenas de metros (Groussin et al., 2007).
o
El mapa de temperaturas refleja la topografía del cometa: las zonas
elevadas y las depresiones presentaban respectivamente los valores más
altos y bajos de temperatura (Sunshine et al., 2006).
o
El hecho de que de las regiones donde se detectaron los depósitos de
hielo de agua, superase en unos 70 K la temperatura de sublimación de
dicha sustancia significa que el hielo de agua debe estar térmicamente
y físicamente desacoplado del componente no helado de la superficie de
material en una escala macroscópica (≤ 120 m) (Sunshine et al., 2006).
o
Este último resultado además de reforzar la primera conclusión, también
indica que el mapa de temperaturas no es un buen marcador de la
presencia de agua helada expuesta en la superficie (Groussin et al.,
2007).
•
Por lo que respecta a la historia del cometa, existen evidencias morfológicas
que indican que su superficie ha sido procesada desde su formación (A’Hearn,
2005). Teniendo en cuenta este hecho y las anteriores conclusiones sobre la
temperatura
superficial,
Sunshine
y
colaboradores,
mantienen
que
los
depósitos de hielo de agua no son originales, sino que han sido redepositados
(Sunshine et al., 2006). De hecho este mismo grupo, al comparar el tamaño de
las partículas del hielo de agua superficial (30 ± 20 •m) con el de las
observadas en el penacho después del impacto (desde 0,5 a 5 •m), concluyeron
que los depósitos de la superficie estaban formados por agregados de
partículas más pequeñas que se rompieron fácilmente durante la expulsión del
material y que debe existir una gran fuente de agua sólida en el subsuelo del
cometa cerca de superficie. Este último resultado sugería que la inactividad del
cometa no se debía a la pérdida de volátiles, sino más bien que era debida al
desarrollo de una corteza refractaria.
•
En relación a la inercia térmica, distintos estudios coinciden que Tempel 1 es
un cometa con una baja inercia térmica, estableciéndose un intervalo entre 50 y
100 tiu (A'Hearn et al., 2005; Groussin et al., 2007).
Capítulo 4
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Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Las conclusiones a las que llegamos con el rango de valores para la inercia
térmica son que:
o
Esta baja inercia térmica significa que sólo pequeñas fracciones de la
energía solar penetra en profundidad en el interior del núcleo cometario
y que, un cambio térmico en su superficie, produce una adaptación casi
instantánea en cuanto al equilibrio térmico, es decir, la temperatura se
homogeiniza rápidamente.
o
Pero, por otra parte, Tempel 1 presenta frecuentes “outburst” de
pequeño tamaño localizados en distintas partes del mismo que,
normalmente, se presentan cuando sale el Sol en dichas áreas. La baja
inercia térmica obliga a que esta actividad debe ser impulsada por
material que se encuentra cerca de la superficie. A pesar de que todos
los datos indican que no existe grandes cantidades de hielo en la
superficie, la rápida aparición de grandes cantidades de volátiles en las
primeras eyecciones después del choque implica la existencia de hielos
cerca de la superficie (A'Hearn et al., 2005).
o
Por lo tanto, debería existir un gradiente térmico abrupto debajo de la
superficie que haga disminuir la temperatura rápidamente. El efecto
térmico del impacto y la distribución final de los hielos, debido al
procesado térmico solar del material recién expuesto, se realizaría de
manera relativamente rápida debido también a esta baja inercia térmica.
•
Con respecto a la temperatura de sublimación, hay dos posibilidades:
considerar como correcta la temperatura característica de sublimación de los
hielos, lo que implicaría la existencia de moléculas sólidas sin interacciones
entre ellas; o considerar la temperatura de sublimación obtenida por Collings y
colaboradores (2003 y 2004) para el H2O, y las expuestas aquí para el CO2, más
altas
que
las
temperaturas
de
sublimación
características,
debido
a
interacciones entre los hipervolátiles y el H2O y/o CO2.
Teniendo en cuenta estas consideraciones, podemos hablar de dos posibles
distribuciones en cuanto a los hielos presentes en el cometa a poca profundidad (ver
Figuras 4.3 y 4.4).
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Superficie del cometa
Fig. 4.3. Modelo para superficies que no retienen sustancias hipervolátiles.
Superficie del cometa
Fig. 4.4. Modelo para superficies que retienen sustancias hipervolátiles.T1, T2 y
T3 se refieren a las temperaturas a las que se produce los distintos episodios de
liberación de gases mostrados en la Figura 4.1.
Capítulo 4
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Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Primera distribución
•
No se conserva ningún hipervolátil en la estructura de los hielos situados cerca
o sobre la superficie del cometa. En la Figura 4.3 hay dos capas: una justo
debajo de la superficie sin hipervolátiles y otra, según aumenta la profundidad,
que contiene hipervolátiles segregados de los hielos de CO2 y H2O.
•
Si los datos observacionales confirmaran (con la exactitud necesaria) la
ausencia de hipervolátiles justamente debajo de la superficie, existen tres
posibles motivos excluyentes para justificar esta situación:
a. que fueron depositados de manera diferencial (a partir de dos clases
distintas de granos helados en el medio interestelar o circumstelar);
b. que hayan sublimado, en un momento particular de su evolución;
c. que estén segregados debido a su diferente volatilidad, como parece
ocurrir en Tritón con el H2O y el CO2 (Quirico et al., 1999) o con el CH4
sobre Plutón (Douté et al., 1999).
•
Si la segregación fuera finalmente el responsable de esta distribución, se
debería de tener en cuenta que podría ser que un muy pequeño porcentaje de
moléculas volátiles pueda permanecer atrapado en las etapas finales de
enriquecimiento de CO2 (Luna et al., 2008).
•
En el cometa, las primeras capas por debajo de la superficie contendrían, en
cuanto a hielos, sólo H2O y/o CO2 sin hipervolátiles o, como mucho, con un
pequeño porcentaje que permanecería atrapado en la estructura interior del
hielo de CO2 (o de la de H2O) hasta sus temperaturas de sublimación. En esta
primera distribución, los hipervolátiles aparecen a más profundidad, donde la
temperatura es lo bastante baja como para preservarlos de la sublimación.
Segunda distribución
•
Tal y como se muestra en la Figura 4.4, las moléculas hipervolátiles estarían
atrapadas en la capa dominada por el hielo de H2O y CO2 cerca de la superficie.
•
Dependiendo
de
la
historia
térmica,
parece
lógico
esperar
diferentes
temperaturas de sublimación para las moléculas retenidas tanto en el H2O
como en el CO2. Así, en el segundo caso, si observamos los resultados de
nuestros
experimentos,
los
hipervolátiles
retenidos
subliman
a
tres
temperaturas distintas que están íntimamente relacionadas con la estructura
del hielo de CO2: inicio de la cristalización (T1); final de la compactación (T2), y
sublimación (T3), cualquiera que sea el mecanismo que provoque estos efectos
(la radiación solar o un impacto).
Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Las sustancias hipervolátiles retenidas por el CO2 sublimarían en tres episodios:
o
El primero se produciría cuando sublima el hielo principal (HVRT3) en las
capas más superficiales de los hielos de H2O y de CO2 (en nuestros
experimentos T3 corresponde a 90 K para el CO2).
o
Según aumentamos la profundidad, aumentaría el enriquecimiento de
volátiles debido a la retención de los mismos por el CO2. Así,
tendríamos que éstos se liberarían (HVRT3 + HVRT2) en la compresión
final (en nuestros experimentos T2 estaría ∼70 K para el N2 y ∼75 K
para el CH4)
o
Incluso en las zonas más profundas, el enriquecimiento se debe a los
volátiles (HVRT3 + HVRT2 + HVRT1) que se conservan hasta la
temperatura de inicio del proceso de cristalización (en nuestros
experimentos T1 corresponde a 47 K).
o
Finalmente la subsuperficie, donde la temperatura sería lo bastante baja
para conservar incluso los hipervolátiles que no interactuarían con los
absorbentes.
Aquí
se
localizaría
el
material
que
no
ha
sido
térmicamente procesado por la radiación solar o por el impacto.
•
La transición de una zona a otra se produciría, según nuestros resultados, de
manera brusca. Para comprobarlo, se realizaron una serie de experimentos
para ver qué ocurría si manteníamos la temperatura constante durante varios
minutos. De este modo, si los hipervolátiles continuaban sublimando, esta
liberación de sustancias volátiles dependería del tiempo y no de la temperatura.
Los experimentos mostraron que cuando se aumenta la temperatura y luego se
detiene el proceso, manteniéndola fija en un cierto valor la liberación de
hipervolátiles se detiene y no se reinicia hasta que calentamos de nuevo la
muestra.
Así, según este modelo, la distribución final dependerá tanto de la cantidad de
hipervolátiles que se tenga, como del resultado de la interacción recíproca de
hipervolátiles y volátiles (en este caso el H2O y el CO2) y de los volátiles entre ellos
mismos.
Capítulo 4
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Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
4.4 REFERENCIAS
A’Hearn M. F., Belton M. J. S., Delamere W. A., et al., 2005. Science 310, 258-264.
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Capítulo 4
111
112
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
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Capítulo 4
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
Capítulo 5
Conclusiones y perspectivas de futuro
RESUMEN
En este capítulo, se presentan las conclusiones globales de esta tesis y las
perspectivas de futuro dirigidas al estudio del hielo de CO2.
ÍNDICE
5.1. Conclusiones
114
5.2. Perspectivas de futuro
114
5.3. Referencias
116
Capítulo 5
113
114
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
5.1 CONCLUSIONES
El objetivo principal de esta tesis ha sido demostrar experimentalmente que el hielo de
CO2 posee la capacidad para retener moléculas. Para conseguirlo se han realizado los
experimentos expuestos en el capítulo 3 cuyos resultados, nos permiten exponer las
siguientes conclusiones finales:
1. El hielo de CO2 retiene eficazmente sustancias hipervolátiles como el N2 y el
CH4 a temperaturas más altas que su temperatura característica de sublimación
en estado puro, hasta la sublimación del CO2.
2. Cuando estos hipervolátiles quedan atrapados, desorben principalmente a tres
temperaturas distintas en torno a 47, 70-75 y 90-110 K. Estas temperaturas
corresponden, respectivamente, al inicio de la cristalización, a la compactación
final y a la sublimación del hielo de CO2.
3. Dicho proceso de retención puede ayudar a explicar la presencia de ciertos
compuestos hipervolátiles en algunos escenarios astrofísicos helados donde el
hielo de CO2 desempeñe un papel importante, incluso después de situaciones,
como los impactos, en las que se alcanzan temperaturas más altas que la
temperatura de sublimación de estos volátiles en estado puro.
4. A la luz de nuestros resultados, se han propuesto dos distribuciones distintas
para el hielo existente en las capas externas del cometa 9P/Tempel 1. En la
primera, no aparece ninguna sustancia hipervolátil justo debajo de la
superficie. Mientras que en la segunda se propone un enriquecimiento de
hipervolátiles según nos adentramos en el cometa, aunque la parte externa
podría contener una pequeña fracción de hipervolátiles.
5. El hecho de que se conserven moléculas volátiles atrapadas en la estructura,
puede ser importante para los modelos de evolución química si dichas
moléculas desempeñan un papel importante en el mismo.
5.2 PERSPECTIVAS DE FUTURO
En cuanto a las perspectivas de futuro, existen distintas líneas de trabajo que,
tomando como base el trabajo aquí presentado, pueden ser llevadas a cabo con el
objetivo de ampliar el estudio de la capacidad de retención del hielo de CO2. Entre
ellas, podemos destacar distintas actuaciones posibles:
Capítulo 5
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
•
Estudiar diferentes proporciones de mezclas binarias con las mismas moléculas
aquí estudiadas (N2 y CH4), para comprobar si se observa el mismo
comportamiento o se producen cambios significativos y ampliar el conjunto de
moléculas (por ejemplo: CO, O2, NH3, CH3OH, etc.) para realizar las mezclas
binarias con el CO2, comprobando si también son retenidas y, en caso
afirmativo, obtener a qué temperaturas desorben.
•
Llevar a cabo la desorción con mezclas de más de dos moléculas.
•
Realizar estos estudios mediante distintos procedimientos a la hora de realizar
el depósito: tipo mezcla (como el empleado en esta tesis) o tipo capas
(depositando la molécula en menor proporción bien primero, bien después).
•
Depositar los gases a diferentes temperaturas desde 10 K hasta la temperatura
característica de sublimación del CO2.
•
Obtener el valor de las energías de sublimación de las moléculas en nuestras
condiciones experimentales, teniendo en cuenta que la sublimación puede ser
descrita mediante un modelo de desorción de orden cero (Millán et al., en
preparación).
•
Etcétera.
Consideración aparte merece el estudio de la estructura del CO2. Para poder llevarla a
cabo la técnica más usada (aunque no la única) es la espectroscopia infrarroja (IR). En
esta línea, nuestro grupo de investigación dispone ya de un espectrómetro de IR de
transformada de Fourier modelo Bruker IFS 66v/S en fase de pruebas y con el que
estamos implementando distintas configuraciones experimentales para estudiar hielos
en la región FIR simultáneamente, en la medida de lo posible, a las técnicas expuestas
en el capítulo 3 (Vilaplana et al., 2008; Cantó et al., 2009). Además, se pretende
realizar también estos estudios con o sin irradiación UV, debido a que en nuestro
laboratorio también disponemos de una lámpara ultravioleta tipo Lyman-α con la que
se está realizando experimentos iniciales para familiarizarnos en el uso de esta técnica
(Cantó et al., 2008). Con la fotólisis se intentará evaluar los cambios que provoca en
los hielos y, junto con la espectroscopia IR, se prevé caracterizar las nuevas especies
formadas después de la irradiación.
Capítulo 5
115
116
Estudio experimental de la retención de volátiles por hielo de CO2: relevancia astrofísica
5.3 REFERENCIAS
Cantó, J., Domingo, M., Millán, C., Satorre, M.Á., 2008. Astrobiology 8, 363.
Cantó, J., Vilaplana, R., Luna, R., Domingo, M., 2009. Planetary and Space Science 57,
446-448.
Millán et al., en preparación.
Vilaplana, R., Gomis, O., Luna, R., Cantó, J., 2008. Planetary and Space Science 56,
1744-1747.
Capítulo 5
117
Listado de Figuras
Capítulo 1
Página
1.1. Imagen de la nube Barnard 68
25
1.2. Esquema de un grano de polvo
30
1.3. Esquema de dos modelos estructurales de los mantos de hielo interestelares
32
1.4. Esquema de los procesos físicos y químicos que pueden tener lugar en los granos
33
1.5. Imágenes de Europa
36
1.6. Imágenes de Plutón
37
1.7. Recreación de la nube de Oort y del cinturón de Kuiper
38
1.8. Esquema de la dirección de la cola de gas y polvo de los cometas alrededor del Sol
39
1.9. Imagen del cometa Wild 2
39
1.10. Imagen del cometa Tempel 1
40
1.11. Imagen de la localización de hielo de H2O sobre la superficie del cometa Tempel 1
40
1.12. Espectros IR de emisión de la coma del cometa Tempel 1 antes y después del impacto,
41
del cometa Hale-Boop y de un disco de polvo alrededor de una estrella en formación
1.13. Imagen del choque de la sonda impactor sobre el cometa Tempel 1
41
Capítulo 2
Página
2.1. Esquema de la clasificación de las bombas de vacío
56
2.2. Esquema de una bomba rotativa
57
2.3. Esquema de una bomba turbomolecular
57
2.4. Esquema de la clasificación de los sensores de vacío
58
2.5. Esquema del sensor Pirani
59
2.6. Esquema y fotografía del sensor Bayard-Alpert
59
2.7. Fotografía de los elementos que componen un criostato de ciclo cerrado de He
61
2.8. Esquema de los elementos del cold-head del criostato de ciclo cerrado de He
61
2.9. Esquema del ciclo de Gifford-McMahon
62
2.10. Fotografía de la cámara de alto vacío empleada
63
2.11. Fotografía del escudo protector que actúa como criobomba
64
2.12. Fotografía de la localización en el sistema experimental del sensor ITR-90
64
2.13. Fotografía de la cámara de alto vacío abierta y la localización de distintos elementos
65
2.14. Vista frontal de la precámara
66
2.15. Fotografía de la localización de la válvula de aguja y del sensor Ceravac
66
2.16. Fotografía del controlador de temperatura
67
2.17. Esquema de la disposición experimental de la resistencia y de los diodos de SiO2
67
2.18. Esquema del funcionamiento de la microbalanza de cuarzo
68
2.19. Esquema del montaje experimental para la interferometría empleada
69
2.20. Fotografía de la localización del espectrómetro de masas en nuestra disposición
70
2.21. Esquema de la configuración experimental
71
2.22. Fotografía de la conexión de entrada de los gases a la cámara de alto vacío
72
2.23. Fotografía de distintos elementos conectados a la precámara
73
2.24. Esquema de la trayectoria de rayos de dos láseres
75
2.25. Esquema de las dos primeras reflexiones
76
2.26. Gráfica con las curvas de interferencia de los láseres y la frecuencia de la microbalanza
78
2.27. Fotografía de la microbalanza de cuarzo utilizada
80
2.28. Esquema de la vibración de la microbalanza sin y con depósito
81
118
Capítulo 3
Página
3.1. Gráfica de la frecuencia y de la presión parcial frente a temperatura durante el proceso
87
de desorción del CO2 puro
3.2. Gráfica de la frecuencia y de la presión parcial frente a temperatura durante el proceso
de desorción del CH4 puro
88
3.3. Gráfica de la frecuencia y de la presión parcial frente a temperatura durante el proceso
de desorción del N2 puro
88
3.4. Gráfica de la frecuencia frente a temperatura durante el proceso de desorción de la
mezcla CO2:CH4
90
3.5. Gráfica de la frecuencia frente a la temperatura durante el proceso de desorción de la
mezcla CO2:CH4 eliminando la contribución del CO2
90
91
3.6. Gráfica del proceso de desorción de la mezcla CO2:CH4
3.7. Gráfica del proceso de desorción de la mezcla CO2:N2
91
Capítulo 4
Página
4.1. Gráfica del proceso de desorción de la mezcla CO2:CH4 y CO2:N2 con las temperaturas a
las que se producen los distintos episodios de liberación de gases indicadas con
números
96
98
4.2. Gráfica de la porosidad del CO2 al aumentar la temperatura de depósito
4.3. Modelo para la superficie del cometa Tempel 1 que no retiene hipervolátles
107
4.3. Modelo para la superficie del cometa Tempel 1 que sí retiene hipervolátles
107
119
Listado de Tablas
Capítulo 1
1.1. Clasificación del medio interestelar
1.2. Listado de moléculas detectadas en los hielos interestelares
1.3. Listado de hielos detectados en objetos del Sistema Solar
1.4. Abundancias de moléculas detectadas en los cometas Halley y Hyakutake
Página
27
31
34
42
Capítulo 2
2.1. Relaciones entre distintas unidades de presión
2.2. Clasificación de los distintos regímenes de trabajo según el valor de la presión
2.3. Valores del camino libre medio para algunas moléculas
Página
54
54
55
Capítulo 3
Página
3.1. Temperaturas de sublimación del CO2, CH4 y N2 puros en nuestras condiciones
experimentales
89
120
Esta tesis se realizó en el 2009,
Año Internacional de la Astronomía.